論文紹介

The Stellar, Gas and Dynamical Masses of Star-Forming Galaxies at z〜2 (astro-ph/0604041)

D.K.Erb, C.C.Steidel, A.E.Shapley, M.Pettini, N.A.Reddy, K.L.Adelberger

• Sample Selection, Observations and Data Reduction

  U_nGR selection (BX/BM) → KeckI / LRIS-B で z〜2 天体を同定
  132天体を KeckII / NIRSPEC K-band 分光(0.5h〜1.5h 露出 0".76 slit) → 109天体で Hα 検出
  その他 BX/BM 28 天体も分光 → 5天体で Hα 検出 (大部分が K<21.5)
  計 114 天体 (AGN は 5天体)
  LRIS sample 全体に対する NIRSPEC sample の分布(大体均一)

  
  

  

  Hale 5m / WIRC J,Ks imaging (各1h 露出) 93天体
  Spitzer / IRAC の image も一部の sample にはあり。

• Model SEDs and Stellar Masses

  BC03, solar metallicity, Salpeter IMF, Calzetti extinction law
  massive galaxy は metal が多いので、solar abundance でも OK
  Salpeter IMF は faint end で mass を大きく見積りすぎるので、結果を 1.8 で割って修正している (Chabrier IMF 適用に相当)
  ・exponential SFR τ=10,20,50,100,200,500,1000,2000,5000,∞(CSF)
  ・extinction E(B-V)=0.0〜0.7
  ・Age= 1Myr 〜 宇宙年齢
  の3つで grid をつくりχ²を評価、信頼度が低い場合(74/93天体)は CSF の結果を採用
  (K-band から輝線の影響は除いている)
  error の分布と liklihood ellipse (IRAC data があるものは精度が格段に良くなる)

  

  

  結果の分布

  

  LRIS sample 全体に対する質量分布
  NIRSPEC sample はやや重い方に分布 → selection effect (K で明るい)

  

  2 component model (old + burst) にすると質量は大きくなるが、複雑になるので使わない

• Velocity Dispersions and Dynamical Masses

  85/114 天体で Hα の速度幅を分解 (slit 幅よりも image が小さいものはその影響も顧慮)
  M_dyn=Cσ²r/G
  で gas-rich 円盤に対しては C=3.4 (=(2.35/2)²*(π/2)²)
  uniform sphere に対しては C=5 (過去にはこちらが多く使われているので、これを適用)
  AGN の影響で輝線幅が明かに大きいものは除く
  Stellar mass と比較 → M_dyn〜2M_star
  (photometry の aperture size は分光領域の size とほぼ同じ)

  

  M_dyn>10M_star 天体 15%
  1) 最近星生成が始まった
  2) 検出されていない old population の寄与
  wind や shock または AGN の影響で Hα が広がっている可能性は一部のもの以外はない
  ([NII] が弱いことや UV spectra からの判断)
  M_dyn / M_star と Age, W_Hα の関係

  

  関係がありそうだが、Age や M_star は K-band の明るさに影響し、 W_Hα は K-band continuum level に影響を与えるので注意
  M_dyn / M_star の大きさで sample を4分割し、quartile ごとに 平均して同様な評価 → M_dyn » M_star 天体は若い
  old population の寄与を評価するため 2 component model を用いると M_star は最大 20倍にできるが、young population の Age が 3.5Myr (typical dynamical timescale は 70Myr) となってしまう(質量数倍程度なら大丈夫そうだが)
  Erb et al.(astroph/0602473)：軽い, gas が多い, metal が少ない ←→ 重い, gas が少ない, metal が多い
  という結果もあるので、最近星生成が始まったと考えるほうが妥当

  Faber-Jackson 関係は成り立つか?

  

  L 方向に 1.35dex ずらせば slope は矛盾しないと言える
  local sample に比べて high-z だと scatter が大きい → M/L のばらつきが local に比べて大きい
  M/L = 3 になるよう L を変換すると、local での F-J 関係に近付く(M_dyn はσから出すんじゃないの?)

  

  L_(IR+UV) / Lo = 1×10¹⁰ SFR / Mo yr^-1 (Bell et al.2005) で L_(IR+UV) に変換して plot
  Eddington-like luminosity model： L_M 〜 (4f_gc/G)σ⁴ (Murray et al. 2005) と比較
  (f_g は gas fraction)

  

  M_dyn / M_star の大きい天体が f_g=1 の近くに来ないが、全体的には傾きは良く合っている

  M_bulge - M_BH 関係 (Marconi & Hunt 2003) と M_BH - σ 関係 (Tremaine et al. 2002) から M_bulge - σ 関係をつくり比較

  

  M_dyn / M_star の大きい星生成中の天体以外は、全て質量の重い側にくる
  σが正しく見積られていない可能性がある(一部の星生成領域のσだけを測定しているかも)
  M_dyn < M_star 天体が sample 中にまあまあるし...

  z〜3 LBG と比較

  

  σの分布は z〜3 の方が小さい方に偏っている → real な違いか ?
  [OIII] と Hα 両方観測できている z〜2 の8天体ではこれらの輝線幅は同じ → 輝線の違いの影響はなし
  銀河半径の scale は Hubble parameter の逆数 H^-1(z)に比例して減少 (Ferguson et al. 2004) → z〜3 だと z〜2 の 70% のサイズ
  z〜3 LBG の r_[OIII]〜4.5 kpc, z〜2 天体の r_Hα〜6 kpc で consistent (面輝度の違いによる効果は影響していないと判断できる)
  z〜3 LBG で[OIII]が測定されているものに大きい銀河はない? ([OIII] は metal の多い大きい銀河では弱いため)
  z〜2 天体でσ>130km/s のものの 60% は M_dyn » M_star (多分 [OIII] も強い, Fig.12)
  → M_dyn の大きい小型の銀河は z〜3 には少ない? (Halo が成長していない ?)
  selection effect よりも、M_dyn の real な進化を反映しているようだ

• Spatially Resolved Kinematics

  

  ・major axis と slit は合っていない
  ・inclination angle が不明
  ・seeing で面輝度の大きい中心部の影響が広がる
  ・Hα 輝線は銀河回転を正しく trace しない(中心付近しか測れていない)
  などのことがあるが、v_c=(v_max - v_min)/2 として評価
  σと比較

  

  近傍では V_c〜0.6σ (Rix et al.1997), V_c=lintott.ppt1.32σ+46 (Pizzella et al. 2005) などの関係がある(V_c は銀河の回転速度)
  上記不定性を考えると factor 2 程度は変わるので、もっと詳しい観測が必要
  velocity shear の見られる銀河は、Age も質量もやや大き目 → merging とかよりも力学的に落ち着いて回転しているもの? (K-band で明るいだけでは...)
  Fig.14左下の天体は VLT / SINFONI でも観測されていて銀河回転と判断されている

• Gas and Baryonic Masses

  星生成の面密度と gas の面密度の関係
  Σ_SFR = 2.5×10^-4(Σ_gas / 1Mo pc^-2)^1.4 Mo yr^-1kpc^-2 (Kennicutt 1998)
  L(Hα) と SFR の関係
  SFR = L(Hα) / (1.26×10⁴¹ erg s^-1) Mo yr^-1
  上記2つの関係から
  Σ_gas = 1.6×10^-27(Σ_Hα / 1 erg s^-1kpc^-2)^0.71 Mo pc^-2
  extinction corrected L(Hα) を用い、M_gas = Σ_gasr²_Hα および gas fraction μ=M_gas / (M_gas + M_star) を求める

  

  M_gas の分布は M_star の分布よりも tight
  星生成中の銀河を除けば、M_gas が増えると M_star も増える (M_gas, M_star 共に小さいものがないのは selection effect)
  M_star, Age が大きくなると μ が減少 → M_dyn » M_star 天体は星生成中であることが確認された (Hα が強いので当り前 ?)
  Spitzer による DRG 観測でも同様な結果 (Daddi et al. 2004, Franx et al. 2003)
  M_bar = M_gas + M_star と M_dyn の比較

  

  M_bar と M_dyn は異なる方法で出したにも拘らず非常に良い相関がある (dark matter は無いの?)
  M_star では2桁以上異なる天体が、M_barでは1桁の違いとなる
  M_bar の大きい天体程 z_f が大きい

Hα Observations of a Large Sample of Galaxies at z〜2:
Implications for Sstar Formation in High Redshift Galaxies (astro-ph/0604388)

D.K.Erb, C.C.Steidel, A.E.Shapley, M.Pettini, N.A.Reddy, K.L.Adelberger

• Star Formation Rates

  Kennicutt (1998a)： Case B, Salpeter IMF (0.1Mo - 100Mo) → 1/1.8 で Chabrier IMF に変換
  metal rich 天体の場合は Hα は弱くなる (Brinchmann et al. 2004)
  High-z では metal rich 天体はほとんど無いので気にしなくても大丈夫
  G-band (1480Å @z〜2) を UV continuum として SFR_UV を評価
  SED fit の結果の E(B-V) で補正 (Kmag の無いものは、CSF,570Myr と仮定して E(B-V) 評価)

  SED fit で得られた SFR_fit は過去の歴史も含む点が異なる
  SFR_Hα と SFR_UV, SFR_fit の比較(slit には全体の 1/2 の光が入ると仮定)
  

  左下：●CSF, ○τ model
  右下：●τ=10,20,50Myr, ○τ=100,200,500Myr, ×τ=1,2,5Gyr, ◆CSF
  E(B-V)_star=0.4E(B-V)_nebula (Calzetti et al. 2000) を使うと SFR_UV に比べて SFR_Hα が大きくなりすぎので使わない
  CSF は overestimate, τ model は underestimate で、実際は 2component model に近いと思われる
  3σ clipping average ではどれも <SFR> 〜 30 Mo yr^-1, 典型的な範囲は 7〜200 Mo yr^-1
  X による SFR との比較

  

  暗い側で Hα の方が大きくなるのは、selection effect の影響
  ・暗いものは輝線の受かったものしか sample に入っていない (upper limit の評価が困難だったので)
  ・星生成が始まったばかりの天体は、X だと underestimate になる (HMXB ができるのに 100Myr 以上かかるので)
  明い側ではほぼ consistent (Spitzer による 24μm の結果とも consistent)
  以下、corrected SFR_Hα を用いる

  Σ_SFR の分布は local starburst と大体同じだが、大きいものがない
  ・z〜2 の明るい銀河は UV slope から見積られる減光量の10倍以上の減光を受けている (Reddy et al. 2006, Papovich et al 2005)
  ・空間分解能の違い (z〜2 では a few kpc の分解能しかない)

  

• Comparisons with Stellar Mass and Star Formation Timescales

  M_star - SFR _Hα 関係

  

  M_star のかわりに Kmag を使う方がもう少し相関が良い (Fig.2)
  (Hα は過去の履歴よりも現在の状態の影響を受けるので)
  M_dyn » M_star 天体は、軽くて SFR の大きいところに分布
  (Uncorrected sample の分布を見ても同様 → extinction correction の影響ではない)

  Specific SFR = SFR / M_star

  

  Τ_SFR = 1 / Specific SFR > 宇宙年齢 となる天体は CSF ではダメ
  (M_star > 6×10¹⁰ Mo の大きい銀河はほぼ該当)
  Τ_SFR と Age の比較

  

  破線よりも上の天体は現在は休みの時期、下の天体は現在が活動時期
  M_dyn » M_star 天体が破線近くに来るのは Age を underestimate しすぎているから
  (dynamical time t_dyn 〜 2r/σ = 80 Myr より Age がかなり小さいので怪しい)

  W_Hα：過去に対する現在の星生成量の比とも考えることができる
  W_Hα と Age の関係

  

  ─： Zo, …：0.4 Zo
  CSF の場合は、輝線強度が一定のまま continuum が増えていくので、eqw は減っていく
  scatter が大きい原因としては、
  ・現在の星生成が休みか活動期かで faxtor 2 くらいは変わってしまう
  ・nebular lines と stellar continuum では extinction に違いがある
  ・K-band flux のほとんどが Hα となる天体は、error が非常に大きい (左上の方)
  Age が大きい方で、CSF の線よりも分布が下よりになるのは、過去の星生成が現在より活発だったことが原因か