Journal Club 14th October 2011 “GOODS-HERSCHEL: GAS-TO-DUST MASS RATIOS AND CO-TO-H2 CONVERSION FACTORS IN NORMAL AND STARBURSTING GALAXIES AT HIGH-z” Magdis et al. 2011, ApJ, 740, L15 K. Kohno (IoA) 途中、※は河野の呟き

Abstract GOODS-N領域における、よく知られた2つの銀河について、gas-to-dust mass ratio（Mgas/Md）と、CO luminosity-to-Mgas conversion factor（α_co）を調べた。 その2つの銀河というのは、異なる「星形成モード」を持っており、一つはz=4.05にあるstarburst銀河GN20、もう一つは、z=1.52にある、普通の星形成銀河 BzK-21000である。 2つの銀河におけるMdust = 2.0+0.7-0.6×10^9 Mo for GN20, 8.6+0.6-0.9×10^8 Mo for BzK-21000。 RJ領域の放射の密なサンプリング（地上mm波干渉計） Herschel PACS/SPIREによるIR peak付近のデータ Draine & Liによるモデル ミリ波データが加わり、Mdustの誤差が2倍程度減少。

Abstract（続き） 近傍宇宙での、Mgas/Mdust – 金属量関係を使い、α_coへの制限をつけた。 結果： GN20では、 α_co < 1.0 Mo/(K km/s pc^2)  近傍ULIRGs的。一方、BzK-21000では、α_co ～ 4.0 Mo/(K km/s pc^2)  以前、kinematicsにより求めたものと整合。 得られた結果から、星形成効率 SFEは、BzK-21000で～25 Lo/Mo  GNより5-10倍低い。 これらの結果は、2つの異なる星形成モード（disk-like modeとstarburst mode）が遠方銀河にみられることを支持する 統計的に強い結論を得るには、より多くのサンプルが必要。

1. Introduction 銀河における、CO luminosityと、molecular gas massの比 = α_co = Mgas/L’co の決定は、なおopen issue：金属量や、radiation fieldの強度により変わるというevidenceがある。 Local ULIRGsでは、local spiralsと比較して、～6倍小さい（Downes & Solomon 1998） High-zでも、SMGが同様の傾向：小さいα_co、高いstar formation efficiency SFE = L_IR/Mgas （Tacconi et al. 2008; Daddi et al. 2010a, 2010b, Genzel et al. 2010, Narayanan et al. 2011） z～1.5くらいのstar forming disk galaxiesでは、α_co = 3.6±0.8（天の川銀河と同程度）を得ている（kinematic analysisによる；Daddi et al. 2010a, 2010b） High-z SMGでは、α_coの上限値～0.8を得ている（Tacconi et al. 2008; Carilli et al. 2010）

1. Introduction（続き） これらの・これまでの結果は、2つの異なる星形成モードの存在を示唆（Daddi et al. 2008; 2010a; Genzel et al. 2010） a long-lasting mode for normal disk galaxies A more rapid mode for local starbursts and SMGs しかし、量子数Jの異なる分子線によるexcitation biasや、α_coの”substantialな”不定性は、このような描像におけるSMGの位置づけについて疑義をつきつける可能性がある（Ivison et al. 2011など）。 近傍銀河で、この問題を調べる試み：total dust mass = Mdustを求め、それがMgasと比例していると仮定する方法（Leroy et al. 2011など）。しかし、Mdustの測定は厄介。縮退を解くには、SEDのpeakとRJ tailをしっかり。 Herschel（70-500μmをカバー）＋地上mm波によるhigh-z銀河の観測

2. Sample and Observations CO(1-0) (2-1)(5-4) (6-5)あり IRAC/24μm/20cmで対応天体あり Mstar = 2.3×10^11 Mo IRAC/16μm/24μm/で対応天体あり Mstar = 7.8×10^10 Mo CO(1-0) (2-1)(3-2) あり GOODS-Nで最も明るく 遠い（z=4.055）SMG NIR-selectedの 星形成銀河@z=1.521 MIPSを使い Confusionを 越える測光(?) UV rest frame morphology, Double-peaked CO profile, COの 広がり、low gas excitation　 A large, clumpy Rotating disk. Herschel4バンド で検出（100μmは×） Confusion -limited SCUBA AzTEC

3. Estimating total dust masses 2つの方法 Draine & Li (2007): physically motivated models Modified BB: More simplistic but widely used 結果：2つの方法は概ねよい一致。 ミリ波データの重要性：850μmより長いデータを除いて同様のfitを行うと、誤差が2倍程度上昇。 同様の指摘（ミリ波の重要性）：Draine et al. 2007; Galametz et al. 2011 Draine & Li 2007 Modified BB GN20 2.0 +0.7 -0.6 ×10^9 Mo 1.5 +0.4 -0.5 ×10^9 Mo BzK-21000 8.6 +0.6 - 0.9 ×10^8 Mo 7.6 +1.2 -1.3 ×10^8 Mo ※１：こんなに精度イイもの？！ ※２：これが正しいなら、MBBって結構イイじゃん！？

Draine & Li (2007) modelsについて Interstellar dust = carbonaceous grains＋amorphous silicate grainsの混合物として記述。 それを記述するパラメーター：Polycyclic aromatic hydrocarbon (PHA) index, q_PAH PAH grainsという形で存在するdust massの割合 Dustの大部分は、diffuse ISMの中に存在し、constant intensity（強さ Umin）のradiation fieldにより暖められている。 Dustのうち、ある小さい割合（γ）のものは、UminからUmaxの間の値をとるようなstar lightに曝されている（photo dissociation regions; PDRsにあるdustを表現）。 Rest-frame mid-IR ～ミリ波データをfit（χ2が最少になるよう）。Total dust massをbest fitから。誤差は、χ2 < χ2_min + 1の範囲に相当するMdustの分布から。 Grain size分布はMdustを変える；Draine & Li 2007のモデルのうち、SINGs galaxies（=normal とstarburst両方を含む）でのIR/submmをよく再現しているものを選んだ（※具体的には？）

Modified black bodyについて Single temperature (T_d), effective emissivity (β_eff）がfree parameters Rest wavelengthsが40μm以上のところをfit Very small grainsからの寄与を避けるため。 Dust massの導出： κrest = κ0 (λ0/λrest)β : rest-frame dust mass absorption coefficient at the observed wavelength (Li & Draine 2001)

SED & dust parameters: GN20 AzTECも！ χ2 = 2.14 L(IR) = (1.9±0.4) ×10^13Lo SFR = 2000 Mo/yr Specific SFR (sSFR) = 8.6 Gyr^-1 χ2 = 1.54 ±0.2 Tdust = 32.6 ±2.2 K

SED & dust parameters: BzK21000 χ2 = 0.87 χ2 = 1.21 L(IR) = (2.1±0.3) ×10^12 Lo SFR = 210 Mo/yr sSFR = 2.6 Gyr^-1 ±0.2 Tdust = 33.8 ±2.1 K

4. Discussions (1) IR properties L(IR), SFR, specific SFR  BzK21000はmain sequence galaxies defined in the SFR-M* space。一方、GN20は、starburst regimeに。 どのredshiftにある星形成銀河も、tight SFR-M*関係に従っている。そのoutliersがstarburst。（Brinchmann et al. 2004; Elbaz et al. 2007; Daddi et al. 2007, 2009; Magdis et al. 2010a, 2010b） RJ tailのslopeの違い（2σ程度のsignificance） だからよく似たTdなのに、peak波長が違う（90μm vs 100μm） BzK21000はlocal spiralsに似ている。PAHs fraction大（q_PAH = 3.9%）、radiation field弱（Umin=8）⇔ GN20（q_PAH = 1.12%, Umin=25） 同様の結果（※？）： Elbaz et al. 2011

M*-SFR plotの例（@z～1.5） Daddi et al. 2010, ApJ, 713, 686 ● : BzK galaxies SFRs from UV luminosities at 1500 A, corrected for reddening. ■ : M* - SFR correlation from radio stacking □ : sBzK galaxies ■ : sBzK galaxies with spec-z Daddi et al. 2010, ApJ, 713, 686

4. Discussion (2): Mgas/Mdust vs metallicity Mgas/Mdust – metallicity関係  α_coの制限に使える（metallicityとL’coがわかれば）！ Fig.3 (left) Fig.3 (middle) □：galaxies in the Local Group (Leroy et al. 2011) ★: local ULIRGs (Solomon et al. 1997) PP04  Pettini & Pagel 2004, MNRAS, 348, 59

Metallicityは？  indirect indicatorsから BzK21000の場合 M* - metallicity 関係から（Erb et al. 2006）  Z = 8.64 Mannucci et al. (2010)のfundamental metallicity relation (FMR; SFRとM*を metallicityに関係づけるもの）でも同様（※具体的には？） GN20の場合 Erb et al. 2006の関係は使えない（M* > 10^11Moのhigh mass endのサンプル不足）。FMRと、z>2.5の銀河で観測されている進化を考慮（Mannucci et al. 2010）（※これって、具体的に何!?）  Z=8.8 GN20での別推定：現在の楕円銀河での、M* - metallicity関係を使ってしまう（major star formationが、ほぼ終わっていると思えば、M*もmetallicityも、もうほぼ決まった筈）（※でもまだGNはSFR~2000 Mo/yrで頑張っている最中では？） Z = 8.8～9.2（super solarがmore probableだが）

Mass-metallicity relation: z～0→2 N2 indicator = log([NII]λ6584/Hα)  Hα/[NII]法により 求めたmetallicityが この線（～Zsolar） あたりでサチる SDSS galaxies (~53000) z～2の銀河についても、 SDSS銀河と同様に、 Hα/[NII]法でmetallicityを 測定している （NIRSPEC@KECKでの 近赤外分光） Rest-UV selected star-forming galaxies at z～2  Error bar: N2法自体の calibration error Erb et al. 2006, ApJ, 644, 813

N2 indicatorによるmetallicity Zsolar = 8.66 Pettini & Pagel, 2004, MNRAS, 348, 59

Fundamental metallicity relation M*, SFR, metallicityの間に、ある関係が存在。 Mannucci et al. 2010, MNRAS, 408, 2115

Fundamental metallicity relation この１つのprojectionが M* - metallicity関係 Mannucci et al. 2010, MNRAS, 408, 2115

Mgas/Mdust  Mgas  α_co Mgas/Mdust ~ 104 for BzK21000, ~75 (Z=8.8) – 35(Z=9.2) for GN20 SMGsで同様（~50）の結果（Santini et al. 2010) Mgas = 8.9x10^10 Mo for BzK21000 = 1.5x10^11 Mo for GN20 (Z=8.8) = 7.0x10^10 Mo for GN20 (Z=9.2) α_co = 4.1 +3.3 -2.7 for BzK21000 = 0.9 +0.4 -0.5 for GN20 (Z=8.8) = 0.4 +0.2 -0.2 for GN20 (Z=9.2) dynamical massから 　推定したMgas = (8.1±1.4) x 10^10 Moと整合 (Daddi et al. 2010a) Daddi et al. 2010aの dynamical massから求めた z=1.5-2.0のBzK銀河での値 （α_co = 3.6）とよく整合 α_coの誤差に含まれるもの： ・Mgas/Mdus-Zの散らばり ・Mgas/Mdustの不定性 ・Mdustの不定性 ↑ Carilli et al. 2010によるCO(1-0)からのMgas = 1.3x10^11 x (α_co/0.8) Moと整合。

仮定の正当性についての議論 Local galaxiesでのMgas/Mdust – metallicity関係がhigh-zでも成り立っているという仮定は？ Fig3(left): BzK21000もGN20も、よくtrend lineに乗っている。 Fig3 (right): local trendに乗っている。 最近の結果（Genzel et al. 2011）も仮定を支持（※具体的には？） Fig.3 (right) ★: local ULIRGs (Solomon et al. 1997) ■：galaxies in the Local Group (Leroy et al. 2011)

まとめの議論（１） 不定性は大きいが、独立したα_coの推定結果の一致は心強い（reassuring）。 Local universeでは、starburstでのα_coが、Milky Wayでの値より、significantに小さくなるという観測的＋理論的evidenceがある（Downes & Solomon 1998; Scoville et al. 1997）（※それぞれ、説明せよ。＞to all） GN20はlocal ULIRGsと整合（or even lower）、BzK21000はlocal spiralsに近い ミリ波のphotometric pointが重要だった！ L(IR)/L’coは同程度（～100 Lo/K km/s pc^2）、でも、SFEにするとconsiderably different（~25 Lo/Mo for BzK21000, ~100-200 for GN20） M*/Mdustも同程度（～100）； これはlocal ULIRGsやnormal SDSS galaxiesでも同様（da Cunha et al. 2010） starburstとnormal star-forming galaxiesとの差はenhanced SFRにある（fixed Mgas, Mdust, M*に対して）

まとめの議論（２） 我々の結果は、2天体だが、previous claimsと調和的（in line） BzK21000や、SFR-M* planeのmain sequenceに乗っている他のhigh-z galaxiesの星形成モードは、ほとんどのSMGsの星形成モードと違う。むしろ、（L(IR)とSFRは大きいにもかかわらず）local diskの星形成モードに似ている。 SMGにlocal ULIRGsのα_coを適用することの妥当性を確認。 Herschelと地上ミリ波の組み合わせはhigh-z銀河のdust/gas propertiesを調べる上で強力。 統計的に、よりrobustな結論  サンプル拡大！ ※ だれか、Hα/[NII]の近赤外分光があるz~2のSMGで、同様の解析をしてみては？（SXDFのAzTEC-SMGsで、FMOSとHerschelのデータも揃っていれば完璧!?）