イントロ

■ イントロ
2008年10⽉31⽇ 観測的宇宙論ゼミ
発表担当：M2 ⼩野
・Lyman
y
Alpha
p
Emitter ((LAE)は，⾚⽅偏移した銀河からの
) ，
Lyman Alpha 放射を⼿掛かりにして⾒つけられた遠⽅銀河
種族（右上図）．これまでに多数（>1000個）⾒つかって
きている．EW(Lya)が⼤きい(UV連続光に対して，Lyman
Alphaが強い) ことから，⽣まれて間もない銀河の可能性．
ことから ⽣まれて間もない銀河の可能性
－：z=0 －：z=3
－：z=0
－：z=3
－：z=1
－：
z=1 －：
－：z=6
z=6
・中には，通常の銀河で期待されていたよりEW(Lya)が⼤きい
LAEも⾒つかってきている．
・右下図は，”normal stellar population” (Salpeter IMF，
Z=0.02Z)で, 星形成史をconstant (CSFR), exp.(τ = 107),
バースト (SSP) と仮定した場合のEW(Lya)の時間変化．
normalなLAEでのEW(Lya)の最⼤値は〜260Å at 1Myr
1Myr．
・EW(Lya)>260ÅなLAEは数多く⾒つかっており (ちなみに
今回のサンプルでは8/14)，「年齢が若いから」だけでない
のかも
のかも．
－ IMFがtop-heavyだから？
星間ガス
－ ⾦属量がさらに⼩さいから？
－ AGN hostだから？
－ dustの構造がclumpyだから？
紫外
連続光
Lyman
Alpha
分⼦雲
電離源とHII領域
1000
10000
Observed Wavelength [Å]
Lyman Alpha Galaxies: Primitive, Dusty or Evolved?
■ 概要
Fi k l i S L.,
Finkelstein,S.
L Rh
Rhoads,
d JJ. E
E., Malhotra,
M lh
S et al.
S.,
l 2008
2008,
ApJ accepted (arXiv:0806.3269v2)
Large EW(Lya)を説明できるように, (top-heavy IMFやPopIII starsでなく) clumpiness
parameterを導⼊することで，ダストの構造も考慮したSED fitを⾏なった．その結果， (1)
LAEの年齢分布が⼆極化すること，(2) LAEの多くはdustを持つこと，(3) 64%がdust
enhancing LAEであること，(4) 星質量の値は幅広いことがわかった．
2. Data Handling
・観測領域：GOODS
観測領域
Chandra Deep
p Field - South
・NarrowBand画像は⾃分らで観測
－ Blanco 4m望遠鏡 at CTIO with MOSAIC II カメラ（36ʼ×36ʼ）
－ NB665 (z=4.47)，NB673
(z 4 47) NB673 (z=4.52)
(z 4 52)
・BroadBand画像をアーカイブから取得
－ B, Rバンド from ESO Imaging
g g Survey
y ((EIS; Arnouts+01))
－ B(5σ) = 26.4 ABmag，R(5σ) = 25.5 ABmag
－ 42個 (NB665)，85個 (NB673) がvisually confirmed LAE candidate．
・多⾊測光データをカタログから取得
・多⾊測光デ
タをカタログから取得
－ GOODS CDF-S catalog v1.9 (Giavalisco+ in prep.)
－ B, V, iʻ, zʼ (HST/ACS), J, H, K (VLT/ISSAC), [3.6], [4.5], [5.8], [8.0] (Spitzer/IRAC)
－ 2個 (NB665)，11個 (NB673) の多⾊測光データあり．
・MUSYCとFIREWORKSのspec-z，phot-zも利⽤．
－ spec-zありは2個，いずれもlow-zのコンタミだったので除去．
－ phot
phot-zありは4個
zありは4個，そのうち1個はlow
そのうち1個はlow-zだったので除去
zだったので除去．
・Chandra X-rayカタログ (Giaconni+01) を使って，AGNを含んでいないかチェック．
－ X-ray sourceなし．
・NB, B, V, iʻ, zʼ, J, H, K, [3.6], [4.5], [5.8], [8.0]のデータがそろった10個に，
Finkelstein+08aの4個 (NB656, z=4.4) を加えて，合計14個のLAEのSED fitを⾏なう．
NB656 (z=4.40)：CHa-1,2,3,4
(
)
, , ,
NB665 (z=4.47)：CH8-1,2
NB673 (z=4.52)：CS2-1,2,3,4,5,6,7,8
■ 顔写真
NB
CH8-1
CH8-2
CS2-1
CS2-2
CS2-3
CS2-4
CS2-5
B
V
i'
z'
μ
3.6μm
μ
4.5μm
5.8μm
μ
8.0μm
μ
10”
■ 顔写真 (つづき)
NB
CS2-6
CS2-7
CS2-8
CHa-1
CHa-2
CHa-3
CHa-4
B
V
i'
z'
μ
3.6μm
μ
4.5μm
5.8μm
μ
8.0μm
μ
10”
3. Stellar Population Modeling
・Stellar Population
p
Synthesis
y
Model: Bruzual & Charlot ((2003))
・⾦属量 Z [Z] = 0.005, 0.02, 0.2, 0.4, 1
・星形成史：exponentially decaying star formation （τSFH = 105, 106, 107, 108, 4×109 yr）
・年齢 = 1 Myr ~ 1.434 Gyr (48 steps)
・case
case Bを仮定して
Bを仮定して，Lyman
Lyman Alpha
Alpha，H
H Alpha (3.6μmに影響)を計算．
(3 6μmに影響)を計算
・ダスト吸収：Calzetti law (Calzetti+94) ，A1200Å = 0.0 ~ 5.0
・Clumpiness
p
Parameter q
… continuumが吸収を受けてe－τ倍になるとき，Lyman Alphaはe－qτ倍
… q = 0 ~ 10
● q = 0のとき，Lyman Alphaはダストにまったく吸収されない → ダストはclumpy
● q = 10のとき
10のとき，Lyman
Lyman Alphaはダストに強く吸収される
→ ダストは
ダストは⼀様に分布
様に分布
・IGM吸収：Madau (1995)，ただしLyman Alphaの吸収は半分に．
4.1 Model Fitting
・フィットに使ったバンド：NB,
フィットに使ったバンド：NB V
V, iʻ,
iʻ zʼ
zʼ, JJ, H
H, K
K, [3
[3.6],
6] [4
[4.5]
5]
（受からないBバンドは使っていない．データが浅い[5.8]，[8.0]も使っていない．）
・3シグマより暗いバンドの測光値は3シグマ上限値に置き換え，モデルSEDが3シグマ上限値より
，
明るい場合にのみカイ2乗を計算した．
・2-component fitの場合，old pop.は z → ∞で，young pop. は tpopで τSF=105yr のburst的な星形成を
したと仮定 また ⾦属量 A1200Å，q
したと仮定．また，⾦属量，A
q parameterはoldとyoungで同じ値と仮定
parameterはoldとyoungで同じ値と仮定．
・free parametersは， tpop，⾦属量， A1200Å，q parameter，oldとyoungの星質量⽐．
4.2 - 4.4 Fitting Results
・JHK ((rest 1800 – 6500Å)) はupper
pp limitのみ．
・CS2-5, CS2-7, CS2-8はIRACでもno detectionなので，
NB, V, iʻ, zʼだけで決まっている．
・CS2-3, CS2-4, CS2-6は近くの天体のconfusionが．．．
（TFITを使ってはいるが その分不定性が⼤きい）
（TFITを使ってはいるが，その分不定性が⼤きい）
5.2 Model Parameter Distribution
・年齢分布が⼆極化している（Fig7の左）．⼤部分は10Myr以下，3個が40Myr以上．
年齢分布が 極化
（
左） ⼤部分は
以
個が
以上
… 銀河がLya galaxyとして⾒える⼆つのphaseを⾒ているのかも．
－ very youngで，あまりダストのないphase
－ after some period of time
time, the stars may begin to
“punch holes” through the dust, resulting in a clumpy ISM
that can enhance the observed EW(Lya).
・いずれもA1200Å>0
・q parameterは，64% (9/14)がclumpy geometry (q<1)を⽰している（Fig7の右）．
・星質量は幅広い値をとる（8.4×107 〜 6×109M）．
おまけ：LAE
LAE研究会
研究会2008
2008
http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/knilsson/conference/lae08.html
■ 今⽇紹介した⽂献に関連する講演
EW
W(Lya) [Å
Å]
EW
W(Lya) [Å
Å]
・”Stelalr Populations in high redshift Ly-alpha emitters” (Pentericci, L.)
B, V, i-dropouts with Lya
in GOODS-South
70個
年齢 [Gyr]
E(B V) [mag]
E(B－V)
・”Stelalr Populations of z=3.1 and 3.7 LAEs
with K~23-27 from deep 0.5-8.0um photometry” (Ono, Y.)
LAE in SXDS
11個 (individual)
3個 (261個のstacking)