SSA22 領域の過大な Lyα 輝線の EW を示す LAEs 大塚 拓也 1 山田 亨 1 、松田 有一 2 、林野 友紀 1 1 東北大学、 2 国立天文台.

Presentation on theme: "SSA22 領域の過大な Lyα 輝線の EW を示す LAEs 大塚 拓也 1 山田 亨 1 、松田 有一 2 、林野 友紀 1 1 東北大学、 2 国立天文台."— Presentation transcript:

1 SSA22 領域の過大な Lyα 輝線の EW を示す LAEs 大塚 拓也 1 山田 亨 1 、松田 有一 2 、林野 友紀 1 1 東北大学、 2 国立天文台

2 目次 SSA22 領域内の Large EW(Lyα) LAEs の Lyα 輝線 Large EW(Lyα) LAEs の [OIII]5007 Å輝線

3 SSA22 領域の Large EW LAEs

4 種族合成モデルにおける Lyα 輝線の EW 連続かつ一定の星生成 金属量 : 0.05Z ☉ 240 Å以上にするに は・・・ 近年 high-z において EW Lyα ≥240 Åの天体が多く見つかっている (e.g. Yamada et al. 2012, Kashikawa et al. 2012) → Large EW LAEs (LEEs) 非常に若い or 非常に金属量が少ない 銀河 or Population Ⅲを含む （ Schaerer 2003 ） Malhotra & Rhoads 2002 top heavy Salpeter

5 AGN による光電離 (Laursen et al. 2009a,b など ) ガスの重力収縮に伴う衝突励起による冷却放射 (Yang et al. 2006 など ) スターバーストで引き起こされる銀河風による衝突励 起・電離 (Mori & Umemura et al. 2006 など ) LAEs の inclination(Verhamme et al. 2012) Clumpy なダストによる UV 連続光のみの吸収 (Finkelstein et al. 2007) Lyα 輝線の EW を大きくするその他の要因 原因はなにか？

6 SSA22 領域の LAEs NB497 と B,V バンドの撮像データから探査した (Yamada & Nakamura et al. 2012) コンパクトな天体 →NB497 の half light radius で～数 kpc Suprime-Cam NB497 HST F814W ※緑の円は半径 2” Suprime-Cam BV

7 SSA22 領域の LAEs の EW 同じ redshift の一般領域 よりも多くの EW Lyα の大 きな天体が多くある これらの天体を 分光観測 Yamada in prep

8 観測装置： Keck/DEIMOS(Grating 900ZD) 中心波長 :6000Å 観測日 :2008 年 7 月 30,31 日 積分時間： mask11→4.6 時間 mask12→4.6 時間 mask13→3.6 時間 mask14→1 時間 解析： pipeline の波長較正 の行程を改良した データ詳細

9 観測装置： Keck/DEIMOS(Grating 900ZD) 中心波長 :6000Å 観測日 :2008 年 7 月 30,31 日 積分時間： mask11→4.6 時間 mask12→4.6 時間 mask13→3.6 時間 mask14→1 時間 解析： pipeline の波長較正 の行程を改良した データ詳細 X 線観測データ

10 観測した Large EW LAEs 合計 39 天体 直径２ ” の測光半径 NB 画像で測った Kron 半径

11 Lyα 輝線の profile 約３割の Lyα 輝線が３ σ 以上の blue peak をもつ Lyα  39 天体中 32 天体の輝線を２ σ 以上で検出 →mask14 （１時間積分）の６天体と mask12 の１天体 がうかっていない

12 Lyα 輝線の FWHM ５ σ 以上の輝線を gaussian fitting → ３２天体の内２９天体 →double peak の場合は大きな red peak を 使用

13 Lyα 輝線の FWHM X 線源（ Lehmer et al. 2009 ） AGN ５ σ 以上の輝線を gaussian fitting → ３２天体の内２９天体 →double peak の場合は大きな red peak を 使用

14 その他の輝線の有無 AGN 以外のどの天体でも 高電離輝線が２ σ 以上で見え なかった Lyα He Ⅱ CⅣCⅣ

15 輝線幅が狭い、 C Ⅳ輝線や N Ⅴ輝線が見えない → AGN である可能性は低い He Ⅱ輝線が見えない → Population Ⅲは確認されなかった Lyα 輝線が大きくなっている要因

16 LEEs の [OIII]5007 Å輝線

17 LAEs の静止系可視の輝線 Yang et al. 2014

18 Ks-band で検出された LEEs J-band H-band Ks-band → LEE77887 Ks-band で検出される LAEs の数は一般領域の 5.8-6.8 倍 （ Kubo et al. 2013 ）

19 LEE77887 Lyα の輝線幅 : 255[km/s] X 線で検出されていない EW int (2”)=305[ Å ] EW int (MAG_AUTO)=378[ Å ] Lyα HeII CⅣCⅣ

20 LEE77887 の [OIII]5007 Å輝線 [ OIII]5007 Å line flux → 3.65×10 -17 [erg/cm 2 /s/ Å ] line width → 93[km/s]

21 LEE77887 の Δv(Lyα) Normalized flux

22 LEE77887 の Δv(Lyα) part2 LBGs EW(Lyα)[ Å ] Δv(Lyα)[km/s]

23 LEE77887 の SED fitting Subaru/Suprime-Cam B,NB497,V,R,i,z Subaru/MORICS J,H,Ks HST F814W,F110W,F160W Spitzer/IRAC 3.6μm,4.5μm,5.8μm,8.0μm

24 LEE77887 の SED fitting part2 Rest flame wavelength[ Å ] 若い成分 : 1.0 [Myr] < 10 8 [M  ] 古い成分 : 2.0 [Gyr] 〜 10 10 [M  ] f model (Lyα) =4.0×10 -17 [erg/s/cm 2 / Å ] f obs (Lyα) =5.53×10 -17 [erg/s/cm 2 / Å ]

25 planetary nebula 説 old staller component が Burst 的な星生成で SED が再 現可能。 問題点 →Lyα の光度が足りない →C Ⅳ輝線が検出されていない Charlot & Fall 1993

26 まとめ SSA22 領域内の LEEs の輝線から、 AGN である可能 性が低いことが明らかになった。 LEEs でも EW vs Δv(Lyα) の相関が見えた。 １つの LEE に関して、古い星成分が含まれること を示した。 より多く LEEs の K-band 撮像 & 分光観測が必要。

27 Iwata et al. 2009 NB359 HST/F336W