The Mass-Metallicity Relation with the Direct Method on Stacked Spectra of SDSS Galaxies
Introduction
- fundamental metallicity relation (FMR):
mass-metallicity relation (MZR) に SFR のパラメータを加えて修正したもの
(Mannucci et al. 2010, MNRAS, 408, 2115)
M*-Z-SFR 関係は少なくとも z〜2.5 までは変化しないようだ
- metallicity 測定の２つの方法(結果は必ずしも一致しないが...)
・direct method: auroral 線を使って Teより決定する方法(Z大だとTe小)
・strong line method: 強い輝線の輝線比から求める方法ここでは stack して auroral 線を測定し、direct method で Z を評価する
solar oxygen abundance 12+log(O/H)=8.86 とする
Method
Sample Selection
- SDSS DR7 〜93万天体 (8400平方度)
MPA-JHU catalog 818,333天体：M*, SFR, Z が求められている
σz<0.001 かつ 0.027<z<0.25 の天体のみを用いる
([OII]λ3727と[OII]λλ7320,7330 が入るように)
Hβ, Hα, [NII]λ6583 が５σ以上
[OIII] が３σ以上の場合、BPT diagram で AGN は抜く - 最終的に 208,529 天体, median z=0.078
SDSS の aperture 3"φ=2.2kp だが、ほとんど場合でこのサイズの影響は
小さく 12+log(O/H) で+0.1程度(Kewley et al. 2005, PASP, 117, 227)
Stacking Procedure
- M* (+SFR) で分類して stack
→ 似たような metallicity の天体が集まるのでは
(1) M* stack, (2) M*+SFR stack の２種類を作る
静止波長に変換後、4400-4450Åの flux で規格化、平均スペクトルを作る
Stellar Continuum Subtraction
- 弱い輝線(特に[OIII]λ4363)の強度を測定するには星の continuum を差し引くことが不可欠
STARLIGHT モデル(Cid Fernandes et al. 2005, MNRAS, 358, 363) を用いる
このコードは MILES という stellar library を用いている（BC03より良く合う）
fit は部分ごとに行う
Automated Line Flux Measurements
- IRAF/STSDAS の specfit で輝線強度測定
- Case B (Hα/Hβ=2.86, Te=10,000K) を仮定して extinction 補正
(実際は Te は異なるが、その影響は log(O/H) で 0.1dex 未満)
中心波長の測定エラー>１Å, FWHM>100km/s, S/N<5 の結果は削除
Electron Temperature and Direct Abundance Determination
Electron Temperatures
- HII region の two-zone model によると、
IRAF/STSDAS の nebular:temden で輝線比を Te に換算
結果の一例
- electron density ne は [SII]λ6716/[SII]λ6731 比から換算
理論的最大値 1.43 を越えるもの(〜3割) → ne=100 cm-3とした
(他にも同様な報告例あり) - two-zone の温度比較
Te[OIII] が正しいとすると、外側ではモデルよりも温度が低目になっている
(SFR がそれほど大きくない場合はモデルに近いものが少ない)
- Te[OII] と Te[NII] の比較
Te[NII] の方が少し温度が高い
Ionic and Total Abundances
- IRAF/STSDAS の nebular:ionic で O+, O++ の abundance を求めた
O+ は M*, SFR に依存するが、O++ は大体一定
- total oxygen abundance は以下であるとする
通常の direct method は Te[OIII] からモデルの関係で Te[OII] を推定し
足し合わせるため、Te[OII] 高 → abundance 低と見積もっていることになる - O+ しか分からない場合、Fig.3a の関係から Te[OIII] を推定して
total abundance を算出する(通常の手法の逆だが、O+ が大半の状態なのでOK)
- N+ も同様に算出(但し Te[OII] を用いる)
N/O=N+/O+ を仮定(low metallicity objects では正しくないとする報告あり)
Strong Line Metallicities
- 以下の標準的な手法と結果を比較
How Does Stacking Affect Measured Electron Temperatures and Metallicities?
- stack してから測定した量と、個々に測定してからその値を平均したものを
個々の値が測定できる subsample で比較
→ stack したものは全体の平均的な値を示すことが確認できた
The Mass-Metallicity Relation and Mass-Metallicity-SFR Relation
The Mass-Metallicity Relation
- M* stack による MZR と過去の結果との比較
(Moustakas et al. 2011, arXiv:1112.3300)で fit
12+log(O/H)asm は asymptotic metallicity、γ はMZR の slopefit 結果は以下
・より軽い銀河の MZR がわかった
・[OIII] では困難な metallicity の大きい銀河でも [OII] で direct method が使えた
・D02 とは大体合っているが、theoretical calibration を用いている上側の４つとは異なる
Mass-Metallicity-SFR Relation
- M*-SFR stack による MZR と T04 との比較
・SFR大 → metallicity小(一部逆転しているところはデータの不定性かも)
・log(SFR)=-0.5 〜 0.0 の範囲では T04 と良く一致するが、たまたま T04 が
用いたモデルと状況が似ているだけ
・strong line calibration だと、metallicity は SFR にあまり依存しない(次節参照)
・SFR大のものは major merger の最中で、ガスが薄められているものと考えられる
The Fundamental Metallicity Relation
- FMR のαの違い
α=0.32 (Mannucci et al. 2010, MNRAS, 408, 2115)
α=0.19 (Yates et al. 2012, MNRAS, 422, 215 T04 のデータを用いている)
α=0.66 (This paper)
strong line calibration だとαが小さい事を独自に確認(↓)したが、原因は不明
- strong line calibration で評価した場合
・R23(upper branch) と N2 で分布の傾向はほぼ同じだがかなりのずれがある
・α が小さいことが確認できる
・M*大だと SFR-metallicity 関係が逆転する(Yates et al. 2012 はもっと顕著)
N/O Abundance
- N/O=N+/O+ を仮定
・primary から secondary への移行が確認できる
・Wolf-Ryaet star の SN でも N は早くできる(小質量銀河などで HeIIλ4686 を確認)
・SFR 大だと N/O 大となるのは外部からの gas 流入が原因と考えられる
Discussion
Comparison to a Previous Analysis That Used Auroral Lines from Stacked Spectra
- 過去の結果(Lang et al. 2007, A&A, 473, 411)との違い
・sample 数が 1/10 しかない
・Te[OII] しか使っていない(モデルで Te[OIII] に変換)
・各質量binで平均以上のEW([OII])を持つ subsample で議論している
(SFR が大きくなり metallicity が低くなりやすい)
Temperature and Metallicity Discrepancies
- electron のエネルギー分布が Maxwell-Boltzmann ではなく κ (太陽フレア中での分布)
だった場合、Te小, Z大となって direct method と strong line が一致するかも
- metal-rich HII region だと direct method では Z がかなり小さく出る(Stasinska 2005, A&A, 434, 507)
Te[OII] を用いていることと平均化していることから、この通りの影響は出ていないが、原因の１つ
Strong Line Calibrations and the SFR-dependence of the FMR
- strong line だとなぜ SFR 依存が小さくなるのか
・[OIII]λ4363 は Z小 P大 でないと出ないので、HII のデータはその範囲に集中
→ 銀河中の典型的な sample とはなっていない
(stack したデータでは、Z最大P最小領域以外はほぼカバーしている)・STARBURST99 + MAPPINGS,CLOUDY などの組み合わせで出すとZは大きく見積もられる
→ HII 領域の形状や gas, dust の分布が違う、dust に取り込まれた metal の影響などか？
![[SII]λ6716/[SII]λ6731 比](AGN2_f5_3.gif){kind=link}