論文紹介

Oxygen Gas Abundances at z〜1.4: Implications for the Chemical Evolution History of Galaxies (astro-ph/0511255)

C.Maier, S.J. Lilly, C.M. Carollo, K. Meisenheimer, H. Hippelein, A. Stockton

• The data

  z〜1.4 [OII]λ3727 emitter を以下より抽出
  CADIS (Calar Alto Deep Imaging Survey) より2天体
  CFRS (未出版部分を含む) より3天体
  　(z〜6.6 LAE search の副産物)
  VLT/ISAAC で 2004年10月に J(Hβ,[OIII]),H(Hα+[NII]) 分光
  2" x 12" slit, 最長 11400sec 露出

  

  比較天体
  CFRS より 0.47<z<0.92 30天体 (Hβ selected)
  CADIS より 0.4<z<0.7 17天体 ([OIII] selected => low[O/H] かも (R₂₃について))
  KISS (KPNO International Spectroscopic Survey)より z<0.095 70天体
  NFGS (Nearby Field Galaxy Survey) より z<0.04 108天体
  　(他の結果は Hα/[NII] の分離のできていないものが多く refer しない)

  [OII] EW 分布
  CADIS sample で [OII] が異常に強いもの3天体は以下の議論から除く

  

• The measurements

  upper limit を含む全ての輝線強度を KD02 (Kewley & Dopita 2002) model で fitting => A_V, log q, [O/H] を求める
  AGN 寄与の有無を [OIII] / Hβ - [NII] / Hα diagram で check

  

• Discussion

  [OIII] / [OII] - [OIII] / Hβ diagram
  　(大体 log q に沿った分布, Metal 小だと [OIII] / [OII] 大)

  

  [OIII] / [OII] - M_B
  　特定の明るさに対する [OIII] / [OII] の上限が、High-z だと増加していく

  

  [O/H] - log q 関係
  z〜1.4 天体は CADIS sample と同様な分布。

  

  Pegase2 による simulation
  　Salpeter IMF (α=-2.35, 0.1Mo〜120Mo)
  　全質量 M(t)=M_tot(1-e^-t/tinf)
  　SFR ψ(t)=M_gas(t) p₂ e^-t/t1 / t1
  　　(t_inf≦t₁ の場合のみ計算)
  　Inclination averaged extinction で計算
  　Outflow なし

  [O/H] - M_B 関係
  　local での関係(実線、破線)から離れるには、t_inf小かつ t₁大であることが必要

  

  以下、t_inf=1Gyr, t₁=8Gyr に固定し、M_tot, p₂ だけを変えて議論
  (M_tot=2.5x10¹¹Mo, p₂=1 から M_tot=5.8x10⁹Mo, p₂=0.3)

  

  z〜1.4 天体は 0.7<z<0.9 天体より若い
  始めの短期間でガスが降り積もって、徐々に成長していくシナリオが合う
  大きい(明るい)銀河ほど古くから形成が始まる(緑の実線)
  　(CADIS sample は[O/H]小の可能性があるが...)
  Sample がかなり特殊なものに偏っているので、もっと data が必要!

  

Origin of [OII] Emission in Red Sequence and Post-starburst Galaxies (astro-ph/0512446)

R.Yan, J.A.Newman, S.M.Faber, N.Konidaris, D.Koo, M.Davis

• Data and Line Measurements

  SDSS DR2 〜200000天体, r<17.77, 3800Å - 9200Å, R〜2000, 3"φ aperture
  より、0.07<z<0.10, M_r<-19.5, 30000天体について解析
  　あまり近いのは銀河全体のスペクトルを反映していない
  　z>0.15 では青い天体が r-band から急速に減る
  　z〜0.114 付近で Hα が 7300Å付近の bad column に入る

  CM 図は "red sequence" と "blue cloud" に分かれる

  

• [OII]λ3727 vs. Hα

  EW は dust や母銀河の明るさには関係しないので、主にこちらを用いる。
  (輝線の比を考えるときには、continuum の傾きを顧慮する必要があるが)

  [OII] - Hα 関係は、2つのグループに分かれる。
  　EW([OII]) = 5EW(Hα) - 8
  　Low-[OII]/Hα galaxies : 青い銀河で、OB star により [OII], Hα が出ている
  　High-[OII]/Hα galaxies : 赤い銀河だが、なぜ [OII] が出るのか ?
  　　　　　　　　　　　　　　(輝線がほとんど出ていないものもこのグループ)

  
  

  輝線強度を L_r で規格化したものでも同様な結果
  　=> continuum color の影響ではない

  

  [OII] の強い赤い銀河を OB 型星で説明するのは困難
  AGN では [OII] が強くなる (Rola et al. 1997)
  青い銀河の 8% は High-[OII]/Hα galaxies => post-starburst
  赤い銀河の 〜15% は Low-[OII]/Hα galaxies => 中間の性質 (Sersic index が中間の値)

  

  High-[OII]/Hα galaxies : CM 図上で red sequence に沿った対称な分布
  Low-[OII]/Hα galaxies : CM 図上で赤い方にも分布が広がっている
  　　　　　　　　　　　　=> Red-Low-[OII]/Hα galaxies とする。

  

• Origin of [OII] Emission in Red Galaxies

  Emission-line diagnostic diagram 上での分布
  　High-[OII]/Hα galaxies : LINER 領域を中心とする対称な分布
  　　　　　　　　　　　　　　=> LINER/Quiscent sequence
  　Red-Low-[OII]/Hα galaxies : TO (Transition Objects) 領域 + 少しの Seyfert
  　　　　　　　　　　　　　　=> TO/Seyferts
  これらは、color では重なっていて区別できない。

  EW([OII]) - EW(Hα or Hβ) diagram は LINER/Quiscent sequence を他から分離させることが可能
  　　=> [OI]λ6300/Hα の代りとして使える

  

  

  Palomer survey では近傍の early-type galaxies の 50% 以上が AGN を持つ
  SDSS では 0.07<z<0.10 red-galaxies の 48% が EW([OII])>3Å
  　=> [OII] は AGN からエネルギーを得ているようだ

• Implications for Studies of Post-Starburst Galaxies

  A/K ratio : 過去 1Gyr 間の SFR indicatior
  Hα : 現在(<100Myr)の SFR indicatior
  post-starburst は A/K が大きいのに Hα がほぼ0となる
  　しかし [OII] は広く分布。

  

  [OII] を SFR の指標に使うのは良くないが Hα は high-z では無理
  　=> Hβ でも代用可能

  

  post-starburst は LINER と同様な line ratio を示す
  　AGN は星生成の終結と何らかの関係がある ?
  　星生成後に遅れて発生する PN が関係 ? (Taniguchi et al. 2000)
  空間分解したさらなる観測が必要

  

Optical Star-Formation Rate Indicators (astro-ph/0511730)

J.Moustakas, R.C.Kennicutt,Jr., C.A.Tremonti

• The data

  SFR indicator は redshift によって使われる輝線がどんどん変っていく。
  どの程度信頼性があるのか、ちゃんと調べる。

  

  MK05 survey(■) : 3600Å - 6900Å, 8ÅFWHM, 417天体
  　　　　　　　UV-excess galaxies 125天体
  　　　　　　　IR luminous galaxies 〜100天体
  　　　　　　　interacting/merging systems 〜35天体
  　　　　　　　normal galaxies 〜130天体
  NFGS(▲) : 3600Å - 7100Å, 6ÅFWHM, 196天体
  合わせて 589天体
  　Hα,Hβ SN<3 の天体と AGN を除く => 412天体

  

  sample の性質
  M_B = -16 〜 -22 の範囲でほぼ均一に分布
  A_Hα = 0.51 (median)
  12+log(O/H) = 8.54 (median)
  log([OIII]/[OII]) = -0.33 (median)

  

  SDSS DR4 14.5<r<17.77, μ₅₀ ≦ 24.5, z>0.033
  　fiber 効率が 0.1 以下のものも除外 => 360,902 天体
  　Hα,Hβ SN<3 の天体と AGN を除く => 120,846天体

  M_B 〜 -20.1
  A_Hα = 0.83 (median)
  12+log(O/H) = 8.70 (median)
  log([OIII]/[OII]) = -0.54 (median)

  

  Hβ/Hγ = 2.14 (T_e=10,000K) として extinction 評価
  Hα が無い場合は Hβ/Hγ で代用できるか ?

  

  ψ(Hα) = 7.9 x 10^-42L(Hα)/(erg s^-1) Mo/yr
  ψ(IR) = 4.5 x 10^-44L(IR)/(erg s^-1) Mo/yr
  ψ(Hα) / ψ(IR) - L(B) 関係

  　extinction 補正をすれば Hα はSFR indicator として正しく使える
  　(但し、IR luminous galaxies では、Lyman-continuum extinction が
  　効くため、Hα が出にくくなる => 下にはみ出ているもの)

  

  Hβ は Hα よりも
  　stellar absorption
  　extinction
  の影響を受けやすいので補正は必須だが、[OII] よりは信頼できる
  Hα/Hβ = 2.86 (T_e=10,000K)
  stellar absorption 補正をすると、かなりこの比に近づく(残りは extinction)
  　(extinction は L(B) と関係がある)

  

  SDSS sample でも傾向は同じ(明るい分だけ extinction はやや大きい)

  

  [OII]/Hα での extinction の影響

  

  SDSS でも同様

  

  extinction が小さいのに [OII]/Hα の小さいものは、金属の少ない小さい銀河
  SDSS は fiber で銀河の中心部しか見ていないので、dust や金属が多い

  

  metallicity が [OII] 輝線に与える影響を調べる
  　12+log(O/H) = 8.73 - 0.32 log[([OIII]/Hβ)/([NII]/Hα)]　(12+log(O/H)>8.12)
  　12+log(O/H) = 8.9 + 0.59 log([NII]/Hα)　　　　　　　　 (12+log(O/H)<8.12)
  関係は3つの部分に分かれ、photoionization model の結果と良く合う。
  分布の scatter は ionization parameter の違いによる。

  

  L([OIII])/ψ(Hα) - L(B) 関係
  　[OIII] を SFR indicator として使うのはかなり怪しい。

  

  L(U)/L(Hα) - D_n(4000) 関係
  　extinction 補正がいまいちはっきりしない...

  

  SDSS でも同様

  

  High-z では、metallicity や extinction を測定することが難しいので、
  L(B) との関係を考えてみる

  

  ψ/Hβ conversion factor は L(B) に対し暗い側では一定で、
  明るいものでは増加していく

  

  ψ(Hβ)/ψ(Hα) は Hβ/Hγ から補正するよりも L(B) からの
  経験則で補正する方が scatter が少なくなる。

  

  ψ([OII])/ψ(Hα) でも同様に比較
  Kewley et al. (2004) の方法も良いが、経験則でも補正可能。

  

  

  Intermediate-z 天体 の Dust - Liminosity 関係
  全体的には local 天体と同様な傾向にあるが、赤化の激しいもの
  (log(Hα/Hβ)≧0.8) もかなりある。その原因として、
  (1) AGN の影響
  (2) 測定エラー
  (3) intermediate-z では local より dust が増える ?
  とにかく High-z のものは不定性大...

  

  Intermediate-z 天体 の [OII]/Hα - Liminosity 関係
  全体的には local 天体と同様な傾向にあるが、[OII] が明るすぎる
  ものは AGN の影響を受けている可能性がある。

  

  Intermediate-z 天体 の [OIII]/[OII] - Liminosity 関係
  全体的には local 天体と同様な傾向。