UV とemission line の位置関係の詳細は不明(0.2" の pointing error があるため)
wavefront error によりNGS 方向に伸びているものが1天体
PSF の確認できる明るい天体は近くにないが、FWHM は大体 0.2"-0.3"
NGS の PSF で deconvolve してサイズを求めているが、不定性は大きい
輝線 image は compact だが面輝度の大きい所だけが見えている
(Hβでは >4Mo/yr/kpc2, [OIII]では >1Mo/yr/kpc2)
PSF を顧慮しても UV の方が広がっているので、local SB と同様に広がっているのだろう
metallicity は local の 1/6 になっている
それぞれの時期での代表的な星生成領域の metallicity の進化を表している
(単一天体の metal 進化でないことに注意)
high-z だと面輝度の高い所(metallicity 大の所)にバイアスがかかるので注意!
その他、high-z では赤い銀河が見えていないなど selection effect を顧慮した比較が必要
⇒ future work
M* の範囲が広いのに対し、Mgas の範囲が狭いのは
selection effect と空間分解能(size の過大評価)の影響かも
tdyn = 2πR3/2/(GM)1/2 = 40 - 100 Myr
tex = Mgas/SFR = 300-600 Myr
tex/tdyn = 4-6 で、M* にそれほど依存しない
⇒ gas は十分にあり、星生成はまだまだ続きそう
fgas-M* 関係左下の部分は selection effect で見えていないが
local や low-z での観測結果や理論モデルでもこの部分には天体がない
SDSS 銀河と同じ r∝M*0.4 を仮定し、SFR=const. SFR∝M* の場合と比較すると前者が合う
(normalization は SFR と size で决まるが右下がりの傾向は同じ)
yeff = Z/ln(1/fgas) として進化を調べる
Outflow による metal の散逸や inflow による gas の追加などにより、実際の y よりも小さくなる
gas の少ない大きい銀河ほどclosed-box に近付くはず
SDSS の結果(Tremonti et al. 2004, 黒実線) と異なるが Erb et al.(2006) の結果とは同様な傾向
⇒ local と high-z ではかなり異なる
SFR=const. の M-fgas関係と M-Z 関係を合わせると緑破線になる
yeff は gas の出入りの影響を受けているので、横軸は fgas の方がわかりやすい
Z の小さい大質量星からの星風には He, C が多く含まれ、O は少ないことも影響?
local では M* 大ほど outflow が弱い(closed-box に近付く)ことがわかっているが、
high-z の観測結果はその逆を示している
inflow, outflow が SFR に比例するとし、その係数を fi, fo とすると、
fi=2.5, fo=1 が best fit で、fo にはあまり依存しない
⇒ LBG の metallicity 進化は gas infall によりコントロールされている