On Star Formation Rates and Star Formation Histories of Galaxies out to z〜3
Sample and Observations
- FIREWORKS Ks selected 16 bands
- PEP (Herschel/PACS) GOODS-S
- SINS (VLT/SINFONI) GOODS-S
を比較して high-z での SFR の指標について考察する
SFRs from adding UV and IR emission
- Herschel により high-z 天体の IR peak が直接測定できる
Chary & Elbaz (2001): CE01
Dale & Helou (2002): DH02
近傍の template library を用いた換算 - Nordon et al.(2011): N11
PAH 強度で近傍と high-z を比較、1.5<z<2.5 で CE01 を補正 - Wuyts et al.(2008): W08
Spitzer/MIPS + Herschel/PACS の data で DH02 を補正Figure 1: 24μm と PACS で求められた LIR を用いた SFR の比較
SFRUV+IR は Kennicutt (1998) を参照
- z≥2 SFR>100Mo/yr では近傍天体を template とする 24μm からの
LIR 推定は overestimate になる (W08 や N11 なら OK)
→ high-z の SB は近傍の ULIRG より温度が低い(SED としては LIRG に近い)Figure 2: W08 template の SED
scatter は明るさとは関係ない(dust 温度の違いなど)
z〜3 程度まではこの template で OK
SFRs from SED Modeling and dust-corrected UV emission
- U-8μm SED を FAST で fitting
10Myr<τ<10Gyr or 宇宙年齢, Chabrier IMF, Solar Z, 0<Av<4Figure 3: logτmin=7(赤), 7.5(黄), 10(橙) で fit したときの median
logτmin=8.5 程度が median と大体合う
- HST/WFC3 の image → 27% の天体で dynamical time (tdyn=√(R3/2GM))を評価
τ/tdyn〜50 で星生成の期間は十分長いFigure 4: SFRIR が大きいと SFRSED では underestimate になる
→ dust は screen ではなく patchy ではないか(近傍の ULIRG と同様)
Single-color SFRs for Star-forming z〜2 Galaxies
- BzK に対する dust 補正した SFR(Daddi et al.2007)
E(B-V)=0.25(B-z+0.1)AB
SFR(Mo/yr)=L1500(erg/s/Hz)/8.85e27Figure 5: Daddi et al.(2007) の手法の検証
大体合っているが、scatter が大きい
Dependence on Stellar Population Synthesis Models
Figure 6: Stellar population synthesis code による違い
上段: M05 と CB07 で Figure 3 の結果より logτmin=8.5 とした
下段: M05 は logτmin=7.5、CB07 は logτmin=9.5 とした
model の違いは logτmin と縮退していて良くわからない
- 2つの model の違い
TP-AGB phase の効果が CB07 の方が早く現れる
M05 の方が同じ年齢でも stellar track の違いで rest U-V が赤い銀河になる
また、SED fit の結果は M05 の方が dusty な若い銀河という結果が出やすい
SFRUV+IR が大きいと違いが大きくなるDependence on Extinction Curve
- High-z の若い天体では Calzetti よりも SMC に近い(Reddy et al.2010)
extinction curve を SMC にすると SFRUV+IR≤20Mo/yr で SFRSED は 0.2dex 低下
SFRUV+IR>20Mo/yr ではずれが更に大きくなる方向に...
→ ここでは Calzetti だけを用いる
Cross-calibration to SFRUV+IR
SFRs from Hα
-
Figure 7: SINS の 25天体の SFRHα(Kennicutt 1998 で算出) との比較
左: Av 補正なし、中: continuum と同じ Av 補正、右: Av/0.44 で補正
HII region は星よりも2倍近く extinction を受けている
近傍では Avneb=AvSED/0.44 (Calzetti et al. 2000)
High-z での Hα/Hβ でも直接測定例が増えてきた
SINS sample には X-ray source が 3天体入っているが影響はないようだ
Life Paths through the SFR versus Mass Diagram: a Consistency Check
- tfrom - tobs 間の銀河の成長
floss(t): mass loss, 0.6-0.5@1Gyr
- 年齢の定義
銀河の年齢:
星の平均年齢(SFR-weighted age):
agew/age=0.5 - 1 (τ=∞ - 0)
Tracing Galaxies back in Time
τ Models
Figure 8: SFR-M 関係の観測値と model を比較する
1つ前の redshift bin の結果から model で逆進化させた分布が黒点
Figure 9: SFR-M 関係をSFR軸方向に積算したもの(completeness 補正していない MF)
τ model で逆進化させると明らかに数が不足する
Delayed τ Models
- simple τ model では銀河の数や明るさは増えないので、delayed τ model
を試してみるFigure 10: SFR と Age/τ の関係
a) age>50Myr, b) age=tHubble(zobs)
SFR 増加中(age<τ)の天体の割合は SFR により変化
Figure 8c,9c を見ると、これでも結局は数が足りない
Maximally Early Onset of Star Formation
- age=tHubble(zobs) として無理やり high-z での天体数を増やす
Figure 8d は分布が tight になりすぎだが、Figure 9d は良く合う
始めに銀河を作っておいて delayed τ model で進化させるのが良さそうThe Effect of Merging
- merging を考えることで、SFR-M 分布に scatter を与えることができる
A Simple Toy Model for Merging
Figure 11: 適当な constant merger rate を仮定した時の MF の変化
重い銀河の数が減り、その分軽い銀河の数が増える
Merging in Semi-Analytic Models
Figure 12: Millennuum Simulation の結果から得られる MF の変化
merging の効果を考えない場合の進化(破線)に対する補正効果はそれほど大きくない
Constraining Galaxy Ages
- 再び age=tHubble(zobs) の delayed τ model の考察に戻る
Extending the Wavelength Range
Figure 13: 上2つは z〜1.5 quiescent galaxy の SED で、age 最大の時の方が良く合う
→ UV の詳しい data が必要(それにしても、free は best fit なのかと疑いたくなる)
Resolved SED Modeling
- 1つの天体の内部を細分して場所ごとに解析する(ACS+WFC3 BVizYJH)
Figure 14: 全体と細分化した時の SFR-weighted age の違い
全体として古い銀河は細分化しても古いが、全体として若い銀河は細分化すると
結構古い部分の集合体(?)
平均的な関係は
→ この式はおかしい、傾きは +0.24 の間違い?
このずれは simulation でも再現できなかったとあるこれらの結果を考えると、age=tHubble(zobs) の delayed τ model の可能性は
十分ありそう(とは直接書いてはいないが、流れとしてそんな感じ)
