論文紹介

Hα and 4000Å Break Measurements for 〜3500 K-selected Galaxies at 0.5<z<2.0

Mariska Kriek, Pieter G. van Dokkum, Katherine E. Whitaker, Ivo Labbe, Marijn Franx, & Gabriel B. Brammer

arXiv: 1103.0279

CONSTRUCTING COMPOSITE SEDS

• NMBS (NEWFIRM medium-band survey @Kitt Peak 4m) COSMOS (+AEGIS) fields
• EAZY(photometric redshifts) + FAST(stellar population properties)
• 0.5<z<2.0, S/N(K)>25
• 0.12-5μm で SED を仮想的なフィルタで22分割

  

• 以下の式で類似性を評価(観測データの重なっている範囲内のみ)
  
  
  b<0.05 で最も多いグループからまとめていく
• 20天体以上を含む subsample が 32個できた (全体の 83%)
• subsample の観測データから composite SED を作る

  

• composite に利用された天体の z と mass
  median z=0.89 で low-z の方に偏っている

  

• 非常に青い銀河のグループは32個の type に入らなかった
  (Fig.A1の type 42,44,48)

ANALYSIS

32個の composite で stellar populations の違いを調べる
stellar population synthesis (SPS) モデルと spectral indices で議論する

SPS fitting

• Model:BC03(赤), M05(紫) / SFR: ψ(t)∝t exp(-t/τ) / Extinction: Calzetti / IMF: Salpeter
• IMF を変えても M/L が変化するだけで大差ない
• Hαの近くは fit には含めない
• BC03 と M05 の結果は大体同じだが、type 8(&7) で M05 は TP-AGB の寄与を大きく見積りすぎ
• UV でうまく fit できていないのは、Calzetti extinction が 2175Å bump をもたない事が原因か
• type 11 はどちらでもうまく fit できていない → sample の z が合っていない？

  D_n(4000)

• D_n(4000)=F_ν(4000-4100)/F_ν(3850-3950)
• SED は broad band filter で取得されているため smoothing がかかっている → model を利用して補正(Fig.B1)
• photo-z の scatter も smoothing の効果としてはたらく (D_n(4000) が大きいものほど underestimate)

  Hα emission line

• Hαのところには SED に bump がある(一部では Hβ,[OIII] 部分も)
  0.4<λ<1μm で輝線部をマスクして SED fit して差し引く
  → 輝線比 [NII]6583/Hα=0.25, [NII]6583/6548=3, [SII]/Hα=0.3 として filter curve で convolve
  → Hαの EW を算出

  

• photo-z の精度は Δz/(1+z)≤0.02 であることが確認できる

  

• SED のグループの中に特殊な SED を持つものも混ざっていたら → underestimate
  AGN が含まれていたら → overestimate
  近赤外分光が必要

  Rest-frame optical morphologies

• 各 type で z=0.9 に近いもの９天体を選ぶ
  → morphology との関係は次の paper で

CORRELATIONS

Indicators of Star Formation Histories

• D_n(4000), SSFR (SED fit より) と EW(Hα) を比較
  (D_n(4000) と SSFR はどちらも continuum shape から出すので、直接比較はしない)

  

• 分光データを使わず、medium-band 測光だけでこの結果が出たことは重要
  
• SFH は smooth に変化したことが推測できる
  (D_n(4000), EW(Hα) に対する Av 補正はしていない)

  Dust and Morphologies

• Av の大きいものは edge-on disk (type 16 &20)
  
• inclination の違いによる type 変化もありそう (type 17 & 18 は face-on disk)
  
• EW(Hα) の大きいものは irregular

COMPARISON TO LOW-REDSHIFT GALAXIES AND SPS MODEL PREDICTIONS

Comparison to the Sloan Digital Sky Survey

• Fig.7 の結果を SDSS と比較

  

• SDSS より 〜0.15dex 上にあるが多分 systematic error ではない
  
• z=0.9 では同じ EW(Hα) でも D_n(4000)が大きい → 遠方ではτかZが大
  
• SFH で説明できない部分は LINER など AGN の寄与の可能性もある

  Implication for Star Formation Histories

• D_n(4000) は過去の SFH, EW(Hα) は現在の SFR を表す
  
• τが大きくないと合わない → 星生成はゆっくり終わる

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