論文紹介

The extinction law at high redshift and its implications

S.Gallerani, R.Maiolino, Y.Juarez, T.Nagao, A.Marconi, S.Bianchi, R.Schneider, F.Mannucci, T.Oliva, C.J.Willott, L.Jiang, & X.Fan

arXiv: 1006.4463

Spectroscopic data and sample

Determining the extinction curve at high redshift

The method
以下の式で各 QSO の continuum を fit

F^t_λ：QSO template spectrum (892 QSOs, Reichard et al.2003)
α_λ：unreddened spectrum の slope (-1.62 は template の slope), -2.9 <α_λ <-0.2
A₃₀₀₀：3000Åでの extinction
A_λ/A₃₀₀₀：3000Åで規格化した extinction curve (何種類かある)
χ² fitting の際、輝線及び FeII(UV) や大気吸収の影響を受ける部分は除く
(calibration star のスペクトル形状の error ～ 5%)
Library of extinction curves

右上) TF1: Z=0, TF2: Z=Zo, TF3: Z=0.01Zo, BS1: reverse shock 前, BS2: 後 (Z=Zo)
左下) 20Mo の星の SNe, reverse shock 後に物質がかき混ぜられるかどうか、HI 数密度(1 or 0.1/cm3)で4種
右下) 170Mo の星の pair instability SNe (mixed/unmixed)
SMC type の dust とこれらのうちのどれかを以下で混ぜ合わせる。
Extinction curves of individual quasars
fitting 結果

best fit extinction curve

短波長側で平坦になる傾向がある(SMC type だけではあまり合わない)
(右の図は -2.6 <α_λ と条件を厳しくしたものだが、大体同じ)
The average extinction curve at high redshift and the deviation from the SMC

3.9<z での平均的な extinction curve として
黒実線) Fig.4 の平均(MEC)
黒破線) 全７天体どれにも合う共通の解(GEC)

(大体同じになる)
BAL QSO は QSO 進化段階の始めの段階である可能性が高いので、dust の性質も異なる可能性がある
Fig.4 を BAL, non-BAL に分けて plot してみる

1つのシナリオとして、
・BAL QSO では SNe による dust 生成が主
・星間物質の密度が高く grain size が大きくなり extinction curve が flat になる
・QSO の UV により小さい grain は蒸発して減ってしまった
などが考えられるが、UV が関係してるとすると QSO の luminosity に相関があるかも...
Selection effects and spurious correlations

赤い QSO の templateがないのが良くない
左) α-A₃₀₀₀ 関係　△：unreddened QSO 平均値(近傍 QSO と同じ)
　　(灰色部分より上に来ないと extinction を受けていると判定できない)
　　橙実線：z～6 logL_bol=47, 47.5, 48 の線
　　緑破線：z～4 logL_bol=47, 47.5, 48 の線
　　太破線：QSO survey の color selection から課せられる条件
　　同じ明るさでも、extinction の大きいものは元々が青いものしか受からない
　　もちろん、暗い QSO も受からない
右) z-A₃₀₀₀ 関係多分 selection effect
　　A₃₀₀₀ が大きいと SDSS で受からなくなるので...
Degeneracy between extinction curves
平均的な extinction curve と SMC type の場合の違い(かなり UV が flat になる)
同様に見えるが、今回の手法でちゃんと区別できる
extinction curve の slope 変えると A₃₀₀₀ と縮退する

Implications for primordial galaxies

Observational implications
UV で flat になる extinction curve が全ての high-z 銀河にもあてはまるとすると...

Attenuation curves
MEC (slab/screen 両方) で考える

右) SMC + τ₃₀₀₀=6 で Calzetti's law と同じ
左) MEC に適用すると、slope はより緩やかになる

Reddened galaxy spectra
SB99, 70Myr, instantaneous burst, 10⁶Mo, 0.05Zo
Lyαよりも青い側は全て銀河間物質により吸収される
以下、輝線は無視して SMC と MEC の違いのみに注目する

左) screen の場合
　　MEC の方が青くなる (Ly-break 付近では factor 10 近くになる)
右) slab の場合
　　Calzetti's law と MEC の比較でも MEC の方が青い

Correction for dust extinction in galaxies
UV slope β (F_cont = λ^β) から extinction が推定されることが多い
extinction なしの場合 β～ -2.2 (1600Å-2300Å)で、
A₁₆₀₀=4.91+2.21β (Meurer et al.1999, Bouwens et al. 2009)
A₁₆₀₀=9.61+4.33β (MEC slab 分布の場合)
high-z metal poor galaxy に対しては β～ -2.2 でないかも (Scheaerer & de Barros 2010)

The star formation rate at high-z
UV continuum は z～ 5-6 でより青くなってきている (Bouwens et al. 2009)
これは、extinction curve が変化したために起こっている可能性がある
厳密に議論するには各観測スペクトルに MEC を適用する必要があるが、
ここでは単に L₁₆₀₀∝SFR として SFRD がどのように変わるか考える

左) 明るいもの：L>0.3L^*_z=3
右) 暗いもの　：L>0.04L^*_z=3
MEC 適用の場合は赤斜線部分になる
young high-z 天体は dusty wind によって screen 状態になっている可能性(Raddy et al.2010)
もあるが、その場合の違いは更に大きくなる