Spiral銀河における星形成史について 前林・平社・清水

1. 要するに ・渦巻き銀河の色を測定。（前林） ・モデルで色を計算。（平社） ・二色図上で両者を比較。（清水） 1.　要するに ・渦巻き銀河の色を測定。（前林） ・モデルで色を計算。（平社） ・二色図上で両者を比較。（清水） 観測に最も合うモデルから、年齢、星形成史などを推定。

2. テーマ設定の背景 ・銀河の構造について知りたい。 ・渦巻銀河内の星形成に注目。 ・HSTは、遠方の銀河も分解できる。 2.　テーマ設定の背景 ・銀河の構造について知りたい。 ・渦巻銀河内の星形成に注目。 ・HSTは、遠方の銀河も分解できる。 各部分の星形成（ = 構造）

・z～1 の銀河を解析すると、星形成の時間変化もわかる。（かもしれない。） ・今回用いた手法 z～1の銀河に適している。 ・z～1 の銀河を解析すると、星形成の時間変化もわかる。（かもしれない。） SFR density SFRがz ～ 1で急激に変化。 z Bell 2004

3. 渦巻き銀河の色を測定 ・使ったデータ画像： GOODS Version 2.0 HST ACS Imaging Data. 3.　渦巻き銀河の色を測定 ・使ったデータ画像： GOODS Version 2.0 HST ACS Imaging Data. http://archive.stsci.edu/pub/hlsp/goods/v2/ ・解析ソフト：　IRAF, GALFIT. ・赤方偏移の情報： TEAM KECK TREASURY REDSHIFT SURVEY IN THE GOODS-N FIELD.　 http://tkserver.keck.hawaii.edu/tksurvey/data_access/map/tks_map.php

3.1 どんな解析をしたか？ GOOD-Nから、赤方偏移が既知の銀河を見つけ、切り出す。 2. 渦巻銀河をバルジ成分とディスク成分に 3.1　どんな解析をしたか？ GOOD-Nから、赤方偏移が既知の銀河を見つけ、切り出す。 2.　渦巻銀河をバルジ成分とディスク成分に 　　 分解し、各々の色を測定。（GALFIT） 3.　ピクセルごとの銀河の色を測定。 二色図上に、銀河の各部分の色を 　　　　　　　　　　プロットするためのデータ。

3.2 基本的な知識 ・バルジとディスクの光度プロファイル。 ディスク： exponential profile. 3.2　基本的な知識 ・バルジとディスクの光度プロファイル。 ディスク：　exponential profile. バルジ：　de Vaucouleurs profile.

・等級について 等級は、AB等級で計算。

3.3 バルジとディスクの等級 GALFITに以下のファイルを渡す。 切り出した銀河の画像 PSF σファイル 3.3　バルジとディスクの等級 GALFITに以下のファイルを渡す。 切り出した銀河の画像 PSF σファイル フィッティング　パラメータの初期値を書いたファイル パラメータの制限を書いたファイル　 元の画像＋フィットした画像＋引いた画像

B V

I Z

z = 0.10556 200 pixel 11 kpc DA = 380 kpc DL = 470 kpc （i band）

z = 0.25368 200 pixel 22 kpc DA = 780 kpc DL = 1200 kpc （v band）

z = 0.84705 100 pixel 22 kpc DA = 1500 kpc DL = 5200 kpc （z band）

3.4　ピクセル毎の銀河の色 各ピクセル毎の等級 各ピクセル毎の色

z = 0.10556 B-V

z = 0.10556 V-I

z = 0.10556 I-Z

z = 0.27746 B-V

z = 0.27746 V-I

z = 0.27746 I-Z

z = 0.56026 B-V

z = 0.56026 V-I

z = 0.56026 I-Z

GALAXEVによる銀河スペクトルのモデル化 ・種族合成モデルを用いて渦巻き銀河が持つカラー進化を表し銀河の年齢などの情報を引き出す ・計算にはGALAXEVを用いた ・等級はAB等級とし使用したフィルタはHST/ACS　F435W、F606W、F775W、F850lpである

種族合成モデル ・銀河の持つスペクトルは個々の星のスペクトルの足し合わせ ・簡単なモデルでも観測結果と符合する ・今回のモデル計算では重元素量を太陽と同じに仮定 　　　　　　　　年齢決定に大きく前進

目標 モデルと観測との比較により以下のパラメータを決定可能 ：星形成の活発さの指標。 ：ダスト（星間物質）が持つ光学的厚み 　　　　：星形成の活発さの指標。 　　　　　　：ダスト（星間物質）が持つ光学的厚み 　　Z:重元素量　　　　今回は固定 　　age：銀河形成からの経過時間

カラーを記述するファクター（1）初期質量関数（IMF） 　　　　:質量m～m＋dmにある星の個数。 1 に規格化 サルピーターIMFは観測とよい一致

カラーを記述するファクター（2）星形成効率（SFR） 　スタンダードモデルを使用。　　　　は単位時間あたりに星形成に使われる質量 　　:典型的な星形成の時間。

カラーを記述するファクター（3）ダストによる減光 ・波長の短い光子はより多く吸収され（パワーローで簡単化）、若い星は周囲の水素ガスを電離 　・モデル計算には　　　　　　の形で挿入

ダストを記述する式 ・星間物質とHⅡ領域からなるダストモデル 　　　　　　　　　　　　 ｔ＜ 　　　 = 　　　　　　　　　　　　　 ｔ＞ 　　=0.3、m=0.7がMWなどの観測と合う

カラーを記述する式 　銀河が放つフラックスには過去の星形成の情報が含まれる 　　　　　　　　　　　　　重元素量、時間の関数 　フィルタ関数を乗じてバンドフラックスとする

ダストの違いによるカラーのｚ依存性 ・始点がずれているのはダスト減光からくる赤化の影響 ・時間の経過で赤い星の分布が多くなりダスト減光は効かなくなる

Ｚの違いとカラーの　　依存性 ・星形成が盛んだとカラー進化のスピードが鈍る ・赤方偏移が大きいと　　が決まれば年齢決定が易しくなりそうである

推測 ・ｚ=2から5Gyr経過すると大体z=1～0.5に相当 カラートラック上で著しい進化を するので年齢を決めやすい 　　　　　　　　　カラートラック上で著しい進化を　　　　　　　　するので年齢を決めやすい 　　　　　　　　　z=1近辺で年代決定に有利

Fittingの方法 ・ 最尤法 ： 測定値、誤差 ： 理論値 最大になるところがbest fit。

結果 (1)

結果 (2) : age bulgeの方がdiskより年老いている。

結果 (3) : τ bulgeの方がdiskより値が小さい。つまり、bulgeの方が星形成のタイムスケールが短い。

結果 (4) : dust dustはbulgeとdiskで違いが見られなかった。

結果 (5) : SFR bulgeよりdiskの方が星形成が活発。

問題点 ・ z依存性 今回の用いたHSTのBバンドのデータは、zが増えると、カウント値がかなり小さくなっていった。 ・ 金属量 　今回はsolor-metallicityだけ考えたが、いろいろなmetallicityを考える必要がある。

・ 質量 　質量光度比を定数と仮定すると、～1012M☉となり、典型的な銀河の質量になるが、質量光度比が定数とは限らない。

参考文献 ・ Abraham R.G., Ellis R.S., Fabian A.C., Tanvir N.R. and Glazebrook K., 1999, MNRAS, 303, p.641-658 ・ Bruzual A., G., Charlot, S., 2003, MNRAS, in press ・ Charlot, S., Fall, S. M., 2000, ApJ, 539, 718 ・ Fukugita, M., Ichikawa, T., Gunn, J. E., Doi, M., Shimasaku, K., Schneider, D.P. 1996, AJ, 111,1748 ・ Schneider P., 2006, Extragalactic Astronomy and Cosmology, Springer