z~1の星形成銀河の性質 2007.07.18　小西

z~1にある銀河について -光度プロファイル -可視～近赤外SED をモデルフィットし、パラメータを得る。 いくつかのパラメータを基に銀河をグループ分けし、グループ間の違いを調べる。 z~1の星形成メカニズム（と星形成史）を解く。 ※これまでの研究等は前回の資料を参照して下さい。

AV, Age, Ms, rest(U-V), LUV, SFRUV 使用するデータ 得られるパラメータ AV, Age, Ms, rest(U-V), LUV, SFRUV SED fitting MOSAIC ACS MOIRCS TKRS MIPS Uバンド画像 B・V・i・z画像 J・H・Ks画像 zspecカタログ 24umカタログ LIR, SFRIR n, Re Profile fitting n~1：全体がsmooth n~4：中心がsteep zspec~0.8-1.2, Ms>109 Msun (Ks(AB)~25に相当)のみ。 CLASS_STAR@Ks>0.9、X線フラックス>0は全て除いた。

Sample Definition 24umフラックス（有・無）と形態（早期・晩期）でサンプルをグループ分けする。 24umフラックス有の天体は銀河の年齢の分布が2局化しているので、念のためそれらも分けて進める。 24umフラックス有　･･･　年齢=0.3Gyrより若いか古いかで細分。 24umフラックス無　･･･　形態（早期・晩期）で細分。 12 (▲) 11 (●) 15 (◇) 57 (□)

MIPS銀河とそうでない銀河での性質の比較 Ms ：これまでの星形成の積分 rest U-V ：4000Åbreakの顕著さ 　→星種族の割合 Age ：（遡ることで）いつ生まれたか AV ：dust extinctionの量 LUV, LIR, SFR：現在の星形成の強さ 4つのグループそれぞれが、パラメータ空間上でどう分布しているのかを比較し、性質の違いを調べる。 明るい（星質量Msが大きい）所では、MIPSかnon-MIPS (n>2.5)のみに分かれる。 Faint側（Ks>21 ~ Ms<1010 Msun）でnon-MIPS (n<2.5)が多いのは、選択効果（24umデータの深さが届いていない）の影響がある。 →1. MIPSと真に異なる銀河 　 2. MIPSと同種だがデータが不十分 　 という2種類が混ざっている。

Ksでの光度プロファイルから得られるパラメータの比較 MIPSはほぼ全てn<2.5。 Non-MIPSは広く分布→n=2.5で細分（前述）。 同じ星質量で見ると、MIPSはnon-MIPS (n>2.5)よりも系統的に大きく、non-MIPS (n<2.5)とは同程度の大きさ。 E/S0 : 2-3 kpc Sab/Sbc : 2-5 kpc Scd/Sdm/Irr : 3-6 kpc 近傍銀河：

多色SEDフィッティングから得られるパラメータの比較 どのグループも星質量が大きい程U-Vが赤い傾向。 最も赤いのは主にnon-MIPS (n>2.5)。 （同じ星質量では）MIPSはnon-MIPSに比べるとやや青いか？ MIPSはage<0.3Gyrの方 (~0.6等)がage>0.3Gyr (~1.0等)より青い。 Ms~1-3x1010 Msunでは、non-MIPS (n<2.5)は同質量のMIPSと比べて青いか？

多色SEDフィッティングから得られるパラメータの比較 MIPSは若い（~100Myr）と古い（~1Gyr）に分かれて分布（前述）。 後者はnon-MIPS (n>2.5)と同程度の年齢。 Non-MIPS (n<2.5)は100Myr~数Gyrに渡って広く分布。 どのグループも星質量が大きい程古いか？ MIPSはnon-MIPSよりもextinctionが大きい。 およそAV>1 mag (~E(B-V)>0.25 @ Calzetti’s law)。 中間赤外線のエネルギー源はdustの熱輻射であるという予想と一致。

多色SEDフィッティングから得られるパラメータの比較 星質量の大きなnon-MIPS (n<2.5)はMIPSと同程度のLUVを持っている（AVも同程度）にもかかわらず、24umで受からないようだ。 MIPSはAge, AVの2局化の影響でLUV,corも2つに分かれている。 Dust extinction補正前 Dust extinction補正後

多色SEDフィッティングから得られるパラメータの比較 MIPSは星質量が大きい程UVの寄与が小さい。 年齢が若い方がSFRが大きい傾向。 （SFRUV,cor=1.4x10-28 LUV,corで換算しているので、LUV,corのグラフと同じ。）

MIPSグループの2分化：考察（１）パラメータ決定精度 赤い（紫外で暗く可視赤外で明るい）SEDは 　・年齢が若く、dustが多い 　・年齢が古く、dustが少ない という2つの場合が縮退しやすい。 2ヶ所に分かれたMIPSは縮退がとけていないのかもしれない。 200回のモンテカルロの分布例 Age AV モンテカルロ法でそれぞれの決定信頼性を調べてみたが、MIPSの2/3は上図のように綺麗にかたまった。 →測光誤差の範囲内ではパラメータはよく決まっているようだ。

MIPSグループの2分化：考察（２）赤外線光度 ※LIRは24umフラックスとzspecから求まる量で、SEDフィッティングとは独立なパラメータ。 同じKs等級では、age>0.3Gyrの方がage<0.3GyrよりもLIRが暗いか？ （星質量を横軸にとってもほぼ同じ傾向になるが、SEDフィッティングの不定性を避けるためここではKsと比較した。） 輝線強度比やFUV/TIR比から求められたAV-LIRの関係式と比較すると、age>0.3GyrはAVが系統的に小さい。

MIPSグループの2分化：考察（３）その他 Ksで光度プロファイルを2成分（n=1とn=4）でフィットしBulge/Disk比を調べてみたが、違いは見られなかった。 アパーチャサイズを変えて測光してみたが、U-Vの分布の傾向は変わらなかった。 MIPSのage>0.3Gyrとage<0.3Gyrは、いくつか違いの見られるパラメータはあるが、決定的なものはない。 →　2分化の原因は未だよく分からず。。。

Ms>1.5x1010 Msunについて、各グループの平均的なSEDを比べてみる。 Non-MIPS (n<2.5)は他より紫外／可視赤外の光度差が少ない（＝青いSED）。 CWW SEDテンプレート（近傍銀河を平均して求めた観測的SED）を重ねてみると、MIPSはSbc型に、 non-MIPS (n<2.5)はScd型に、non-MIPS (n>2.5)はE型によく似ている。 可視域で違いが見られるので、形態でも違いが期待できるかもしれない。 Dashed lineはCWW SED

MIPS銀河とそうでない銀河での性質の比較まとめ zspec~0.8-1.2のMs>109 Msunの銀河について、SED fittingとProfile fittingを行なった。 どのグループも星質量が大きいほど、rest U-Vが赤い傾向があり、MIPS銀河はnon-MIPSと比べてやや青い側に分布する。 MIPS銀河は年齢、dust extinctionにばらつきが見られた（SED fittingのバイアスの可能性はある）。 各グループの平均的なSEDは静止系紫外～可視で違いが見られた。Ks以外の波長で形態を調べると、星形成史について示唆が得られるかもしれない。