van der Werf P., van Starkenburg L., Wuyts S. A SUBSTANTIAL POPULATION OF RED GALAXIES Z>2: MODERING OF THE SPECTRAL ENERGY DISTRIBUTIONS OF AN EXTENDED SAMPLE Förster Schreiber N. M., van Dokkum. P. G., Franx M., Labbé I., Rudnick G., Daddi E., Illingworth G. D., Kriek M., Moorwood A. F. M., Rix H.-W., Röttgering H., Trujillo I., van der Werf P., van Starkenburg L., Wuyts S. 2004ApJ.616.40F 2008年11月7日 院生雑誌会

目次 1.イントロ 2.領域・装置 3.セレクション 4.赤い理由 5.SEDフィッティング 6.LBGとのちがい 7.まとめ ※クレジットの無い図・表は本論文より引用

1.イントロ DRGs (Distant Red Galaxies) あるzの銀河のJ-Kの色 CSF以外、z～2で2.3以上となる 1.イントロ SSP z=5でburst 2.3 DRGs (Distant Red Galaxies) 　Franx et al.(2003)より、Js – Ks > 2.3の条件 　で見つかった「赤い銀河」。赤い原因はBalmer 　/4000A break and/or ダスト？で年齢はCSF 　+ dustだと1Gyr、SSPだと0.7Gyr程度。中に 　は強いUVやLyman breakから星形成を示唆 　する銀河もある。 　DRGsは初期に星形成を始めた銀河で、今日 　の大質量銀河とも考えられている。 CSF Franx et al.(2003) 短波長ほど吸収が大きい SFH毎のSED Lyman break、Balmer/4000A break Balmar/4000A break 赤 青 Draine(2003) SSP τmodel CSF Bruzual & Charlot(1993) nm

1.イントロ DRGの経緯 ・90年代に可視域でLyman breakを用いてz~3-4の銀河が見つかった（LBGs） DRGsはなぜ赤い？ 　　　　・進化した恒星によるBalmer/4000A break 　　　　・強い減光 　→広い領域で多くのDRGを検出し、性質を調べる(4章) 　→他のデータと併せてSEDフィッティングし、各種パラメータを調べる(5章) 　→同じzのLBGと比較して他の天体との関係を調べる(6章) DRGの経緯 　　・90年代に可視域でLyman breakを用いてz~3-4の銀河が見つかった（LBGs） 　　　　→観測から漏れた天体多数 　　・8-10m望遠鏡で、NIRの観測 　　　　→z>1の天体(EROs) 　　　　→J-K>2.3でz>2の天体(DRGs)

2. 領域・装置 VLT ISAAC (Infrared Spectrograph and Array Camera) → Js、H、Ks http://www.eso.org/sci/facilities/ paranal/instruments/ 　　　　　　　　　　　FIRES (Faint InfraRed Extragalactic Survey) 　・HDF-S WFPC2領域　(きょしちょう座,小マゼラン付近) 　　　2.5’×2.5’ 　　　103hr 　　　FWHM=0”.48 　　　K=23.8　(5σlimit, Vega system) 　・MS1054-03領域　(しし座の南) 　　　5’×5’ 　　　77hr 　　　FWHM=0”.69 　　　K=23.1 VLT ISAAC (Infrared Spectrograph and Array Camera) 　→　Js、H、Ks ＋HST WFPC2 　　U300、B450、V606、I814 ＋HST WFPC2　　VLT FORS1 　　V606、I814　　　　U、B、V

2.領域・装置 Galactic extinctionの補正 (Schlegel et al. 1998) HDF-S -0.09mag 　　　MS1054-03　 -0.11mag Lensingの補正　(Hoekstra et al. 2000) 　　　MS1054-03 (z=0.83 cluster)　+0.18mag　 1.18倍 Photometric Redshift 　　　→Rudnick et al. (2001,2003) MS1054-03 http://hubblesite.org/ z>2 MS1054-03領域 HDF-S WFPC2領域 http://www.stsci.edu/ftp/science/hdfsouth/hdfs.html N. M. Forster Schreiber et al.2005

3.セレクション DRG LBG Js-Ks>2.3 S/N>15 Ks-bandの露出が全体の30％以上 　　　2<z<3.5 (後のLBGsとの比較の為) 　　　　　　　　↓ 　　　11天体 (K<22.5) in HDF-S 　　　23天体 (K<21.7) in MS1054-03 DRG候補のz分布 LBG 　　　DRGsと同条件でHDF-S WFPC2カタログから選別 　　　　　　　 ↓ 　　　33天体 (K<22.5) 平均Js-Ks=1.68　 　　※LBGのサンプルはHDF-Sのデータのみ使用 　 MS1054-03 は地上のUBV観測→比較が困難

4.赤い理由 DRGのSED ・基本的にとても赤い ・吸収大 ・短波長の光が強いものもある (星形成) ほとんどはJsの赤側で急なbreak HDF-S MS1054-03 4.赤い理由 B H K V I J U DRGのSED 　　・基本的にとても赤い 　　・吸収大 　　・短波長の光が強いものもある 　　 (星形成) ほとんどはJsの赤側で急なbreak 　→Balmer/4000A break 中にはsmoothな銀河もある 　 →ダストの影響 　　　　　↓ DRGの赤い原因を しらべる。 図はCSF、　　　　　　でベストフィット

4.赤い理由 DRG ・赤側 normal galaxyのよう 2<z<3.5のDRGとLBGの比較 λ=2500Aで規格化 4.赤い理由 DRG 　　・赤側　normal galaxyのよう 　　・青側　star formation / extinction (幅広く分布) LBG 　　・late-type galaxiesより青い →DRGの赤い理由はbalmer/4000A break 　　の見られる進化した星の存在？ Extinction (Calzetti et al. 2000) 　0<Av<3mag 減光でもDRGの赤い色は説明できる Im銀河を0<Av<3で減光 Av=3mag 赤い理由は進化した星が原因なのか、ダストの減光が原因なのか区別できない Av=0mag

4.赤い理由 ダストと銀河固有の性質(年齢、SFH)の組み合わせ color-color図でJs-Ks>2.3になる為には、 ある年齢のSSP、CSFの銀河の color-color図での位置 CSFはdustによる減光も示している ダストと銀河固有の性質(年齢、SFH)の組み合わせ 6 5 4 color-color図でJs-Ks>2.3になる為には、 　　　　・>10^8yr ←Balmer/4000A break 　　　　・young <10^8yr + dust のどちらでも可 →Js-Ks>2.3のDRGの赤い色は 　　　　・ダストによる減光 　　　　・250Myr以上の星の存在 　　の両方によるもので区別できない。 3 2 1 Av=0

5.SEDフィッティング エラー幅は観測fluxの測定誤差がガウス分布 であるとしてMonte Carlo法で500回試行。 結果1σのエラーは各パラメータで20～60% →全体的なDRGの性質を見るので問題ない まず、Bruzual & Charlot (2003)のsynthetic spectral templateを使って、 　　　　・Metallicity　→　Solar Metallicity 　　　　・IMF　 →　Salpeter IMF 　　　　・Extinction 　→　Calzetti et al. (2000)　0<Av<3mag 　　　　・SFR　 →　CSF or 　　　　・ →　Rudnick et al. (2001,2003) 　　　　　　　↓ HYPERZ ver1.1 (Bolzonella et al. 2000)で各種パラメーターを求める 　（fittingは　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　で最小になる値） 次に　・SFH　　　　　　　　　　　　　→　SSP　or　　　　　　　　　　　　or CSF 　　　　・Metallicity & Extinction　→　MW+ or　Calzetti+　　　or　SMC+ を変えて変化を見る

5.SEDフィッティング DRGの統計的性質は、 個々のDRGは CSF、 共に ばらつきが大きい ・old age 　　　　・high stellar mass 　　　　・high M/L ratio 　しかし 　　　　・SFR 　　　　・Extinction　はモデルで違う 個々のDRGは ばらつきが大きい instantaneous SFR 個々のDRGを見て特徴的なSFHを見いだすことはできない。 しかしSFHに依存しないDRGの統計的な性質もある。 →Median値を見ていく HDF-S MS1054-03 値はMedian

5.SEDフィッティング SFH ・Extinction 減光 ・Calzetti et al. 2000 Rv=4.05 →300Myrで極小。 10^8yr以下は Balmer/4000A breakを考えると 不適 減光 　・Calzetti et al. 2000 　　　　　Rv=4.05 　・MW (Allen 1976)　 　　　　　Rv=3.1 　・SMC (Prevot et al.1984 他) 　　　　　Rv=2.72 　　→MW ・・・age少し若い、Av少し小 　　→SMC ・・・少しold、2mag小さい 300Myr ・ 　 →SFHに 対して安定 SSP CSF τmodel DRGは年老いた銀河、高減光、 大質量、高SFR。 MW+ Calzetti+ SMC+

6.LBGとのちがい LBG LBGと比べてDRGは CSF ・3～4倍old ・4～5倍減光 ・恒星質量一桁大きい ・3倍old 　　　・4～5倍減光 　　　・恒星質量一桁大きい 　　　・3～5倍のSFR 　　・3倍old 　　・1.5倍減光 　　・5-8倍の恒星質量 　　・0.3～1.3倍のSFR DRGは ・Older ・more Massive ・SFHでの不定性大 ← 　　　　　 での質量・M/Lと色の関係 （CSFでも同じ結果） 赤くなるほど質量・M/L・年齢も増大 よりタイト 　　　　　　　　 → M/LとAvの関係 DRGとLBGは M/Lで区別可能

6.LBGとのちがい ・LBGはより「若い」銀河 2<z<3.5のDRGは早期にstar formation？ 個々の天体(z=2.5と仮定)の<SFR> の平均から求めたSFRのz進化 CSF 　DRGはz～6まで 　ほぼ変化なし 　LBGは一桁増加 ・LBGはより「若い」銀河 　　　2<z<3.5のDRGは早期にstar formation？ 　　　z>4でLyman break期があった？ ・DRGの恒星質量はz～2-3で近傍銀河と同じ 　　　CSFモデルだとz=0での質量は 　　　→銀河団内のmost massive銀河？ 　　　→早期に質量を獲得、その後消極的進化？ 　 LBGはz～4で 　 drop ・DRGが消極的な進化をすると、1<z<2でI-Ks>4またはR-Ks>5　(減光なし) 　→z>2のDRGsとz<1.5のEROs の進化的関連を暗示 ・CSFを仮定したSFR 　→LIRG、ULIRG LBGs ←DRGsの数密度の3倍 　L ・・・DRG 25%、LBG 60% 　M・・・DRG 60%、LBG 35% z=2-3でDRGは恒星質量においてかなりの割合を占めている

DRGの研究によって、high zからlow zに渡る大質量銀河の進化の歴史に制限 7.まとめ 4章 　　DRGの色は「減光」だけでは説明できない。進化した星のBalmer/4000A breakも大きく関与している。 5章 　　DRGの統計的な性質は、年老いた銀河、高減光、大質量。しかもSFRも高い。 6章 　　DRGはz～5-6でSFをして1<z<2のEROs、ULIRG、massive銀河になった？ 少ないサンプル数 小領域サーベイ パラメーターの不定性 ↓ 　大規模測光サーベイ 　フォローアップの分光観測 DRGの研究によって、high zからlow zに渡る大質量銀河の進化の歴史に制限 DRGの色は近傍銀河のそれに 似ているが、得られたパラメータ は全く異なるものだった。