論文紹介

The Bimodal Galaxy Stellar Mass Function in the COSMOS Survey to z〜1: A Steep Faint End and a New Galaxy Dichotomy

N.Drory, K.Bundy, A.Leauthaud, N.Scoville, P.Capak, O.Ilbert, J.S.Kartaltepe, J.P.Kneib, H.J.McCracken, M.Salvato, D.B.Sanders, D.Thompson, C.J.Willott

2009,ApJ,707,1595

Sample Selection

i ⁺ < 25 (completeness > 90%)+Ks < 24
限界SB は i ⁺ 〜28.4mag□"(S/N=5) → 上記限界等級では面輝度としては十分
Survey volume と S/N を考えて 0.2 < z < 1 に photo-z を限定
とにかく、不定性は極力排除
u ^* (CFHT), B_J, V_J, g ⁺, r ⁺, i ⁺, z ⁺ (Subaru), J (UKIRT), and Ks (CFHT), IRAC 3.6μm (← zが小さいので無くても可)
1.73□°(明るい星の周辺などマスク後)
SED fit と ACS 画像で星をリストから除去
138001天体を4つの bin にわけた



4000Å@z〜0.2 と Ly break @z〜4 を見極める S/N は十分
NUV,R,J の CC diagram では特殊な color の集団はないことを確認


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青：M < 3M_lim (カタログ閾値天体の質量)の軽い天体
赤：SED fit で early-type とされたもの
CC 図(↑)でも CM 図(↓)でも両者の分布は分かれている
(M_lim天体でも十分 complete)


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Deriving Stellar Masses

• Stellar Population Models

  SFH ∝ exp(-t/τ), τ：0.5Gyr or ∞
  -0.6 < [Fe/H] < 0.3
  0.5Gyr < t < 宇宙年齢
  　　　　　＋
  SFH = const.
  [Fe/H] = 0.0
  t = 100Myr
  (burst 成分は最大でも全質量の 15% まで)

  Chabrier IMF, 0.1 - 100 Mo BC07 (BC03 + TP-AGB phase), Calzetti law で計算
  (Bundy et al.2006 や BC03, MW や SMC extinction でも結果は同じ)
  likelihood distribution で M/L に重みをつけて積算
  early-type の方が M/L の不定性が少ない

• Mass Completeness Limits

  Mass Completeness Limits を評価するには
  
  • imcomplete な部分は、全て old population であると考えるか、
  • 部分的にでも更に深く観測して経験則として他にも適用するか
  のどちらか。ここではサンプルを赤と青２つに分ける
  
  • 赤いグループ(passive)：dwarf spheroidals で dust は少ない → 前者を適用
    　　i ⁺ < 25+Ks < 24 → 10⁹(@z = 0.3)〜10^10.1(@z = 0.9)
    
  • 青いグループ(active)：star forming galaxies で extinction もまちまち → 後者を適用
    　　明るい天体では M/L_r は大きいが、
    　　M_r > -20 の暗い天体は M/L_r 〜 1 に収束 (Av 〜 1)
    　　より深い FORS Deep Field と比較して正しい推定であることを確認
    

  Mass completeness limit の結果

  

  これよりも重い側での imcompleteness は 5% 以下

The Galaxy Stellar Mass Function

• Uncertainties due to Photometric Redshifts

  Mass function の不定性を調べる
  
  • photo-z の 95% confidence region で Monte-Carlo simulations
    　→ ほとんど影響なし

    
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  • photo-z の error の小さい上位 20% の天体について、error を2倍、3倍にして再評価
    　→ ほとんど影響なし

  SDSS mass function (Baldry et al. 2008) に今回のデータの z = 0.3,0.5,0.7,0.9　の
  4つの bin の mass error を与えて変化を調べると、bright end の個数に影響が出る
  (smoothing がかかったような効果で、暗い側から混ざってくる影響)
  → 今後の議論にはこれらのシミュレーションの結果を error として含める

  
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• Characterizing the Shape of the Mass Function

  GSMF の結果
  Filled symbol ： completeness limit より上
  Open symbol ： completeness limit より下(completeness 補正していない)

  
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  z = 0.7,0.9 の passive GSMF 以外は faint end での upturn が見られる
  → 上記以外は double Schechter function で fit

  

  通常は、M ^* や φ などを共通にするが、low-z passive の GSMF の
  凹みが合わせられないので全て free parameter として fit

  

  faint-end slope は他の結果(mass limit が浅い)と比べて steep で、α〜-1.7±0.15
  (通常は -1.2 程度) であるが SDSS の結果 (Baldry et al. 2008) とは consistent
  red faint-end slope はより急だが、error は大きい
  blue faint-end slope には有意な z 進化は見られない
  faint blue sub-component の M ^* には若干の進化が見られる
  M ^* = 10^9.6M_o @z = 0.3 → 10^9.8M_o @z = 0.9

  COSMOS field には z 〜 0.5 に銀河の少ない領域がある(zCOSMOS でも確認)
  この周辺では φ の値が最大 1/2 まで減少する
  また、faint, bright 2つの GSMF sub-component が重なる部分については、
  どのようにも振り分け可能なので議論できない

• Effects of Stellar Population Models

  TP-AGB stars の影響を評価するために BC07 と BC03 での結果を比較した
  passive GSMF について違いは見られないが、active GSMF については z が
  大きくなると 25-40% 程度の違いが出る(BC07 の方が軽くなる)
  → 今回の結論に影響が出るほどではない

  
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  GSMF の形状が stellar population model によって作られたものかどうかを確認するため
  z = 0.5 での B,r,i,z-band での LF を調べた
  → B-band では確認できないが、波長が長くなっていくと upturn が見えてくる
  → GSMF の upturn は stellar population model によって生み出されたものではない

  
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Discussion

• Comparison to Previous Results

  これまでの他の結果との比較
  HALO MF x f_b：WMAP の結果から得られた結果に baryon fraction (f_b) をかけたもの
  Baldry SDSS：SDSS の GFMF を photo-z error でなまらせたもの(これ)
  Ilbert p,a,t：COSMOS の 3.6μm selected sample の結果
  Perez-Gonzalez：HDFN での 3.6-4.5μm selected sample の結果

  
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  passive GSMF の faint end の upturn は Salimbeni et al.(2008) でも red dwarf の
  excess として報告されており、銀河団や近傍の field などでも多数報告がある

• Halo Mass to Stellar Mass Relation

  halo と銀河の進化シミュレーションによると、M_h - M_g 関係は軽い側と重い側で
  傾きに違いがあり、halo MF が power-law だと GSMF には dip-bump structure ができる

  
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• Interpreting the Shape of the Mass Function

  GSMF の特徴
  "upturn" @10⁹M_o と "dip" @10¹⁰M_o
  これまでの他の結果と異なり、blue, red 両方の GSMF で見られる
  blue GSMF の dip は z が小さくなるにつれ減少していくことを考えると、
  これが red GSMF の dip に移った可能性が考えられる
  また、z = 1 で blue GSMF に dip があることを考えると、total GSMF の dip は
  res sequence が形成されるよりも前から存在していた可能性がある
  → 新たな dichotomy で blue galaxy で先に発生したものが red に移った？

  Blue Galaxies
  

  • Sa-Scd と Sd-Sm/Im の境目に dip がある
  • Sd より late 側の Hubble sequence は luminosity sequence でもある
    
  • Tully-Fisher 関係が V_c < 90km/s 以下で暗い側にずれる
    
  SFR efficiency が <10¹⁰M_o で減少し、f_gas が 大きくなると考えるとうまく説明できる

  近傍での f_gas - M_star 関係では dip を消すには不足
  → z = 1 では f_gas がもっと大きいので可能性はある

  
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  V_c > 100km/s では supernova feedback の影響は重要でなくなる
  ← DM potential が深いと爆発の影響が halo に到達せず、halo が冷えて星ができる
  → SFR efficiency が >10¹⁰M_o で増加、massive end では
  　 cooling timescale が長くなりすぎてブレーキがかかる

  この scenario の検証には

  • f_gas - M_star 関係を様々な z で測定
  • dip の位置の z 進化を検出する

  などが考えられるが、後者なら検出できる可能性がある
  merger rate に mass 依存性があれば、dip が更に成長する可能性もある。

  Red Galaxies
  全銀河の M 〜 10^9.5 付近の number density は z = 0.3 と 0.5 で変わらないが、
  faint red galaxy の number density と M_star は変化している。

  一方で、blue と red の faint end の slope が同じ
  → tidal interaction や ram pressure stripping により faint blue から faint red
  　　への転換が起こっている。
  ← CFHTLS でも faint red galaxy は clustering している傾向が高い