Subaru Deep Field銀河の形態進化

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1 Subaru Deep Field銀河の形態進化
1/17 Subaru Deep Field銀河の形態進化 小西 真広,市川 隆,田中 壱（東北大）, 他SDFグループ 2004/09/22 ASJ Mtg.

2 銀河の形態の歴史 Elliptical Spiral Peculiar z~1 ◇Hubble sequence
2/17 銀河の形態の歴史 Elliptical Spiral Peculiar z~1 ◇Hubble sequence 　近傍宇宙に見られる形態分布。 　z=1~1.5辺りまでは確認できる。 　よりhigh-zではIrr/Pecが急増。 　それに伴い星形成史も変化。 ◇z=1~2が銀河の形態において重要な時期。 z~0 Abraham et al. (2001)　: HSTデータ

3 最近の研究から Conselice et al.(2004) Morphological fraction for HDF-N
3/17 最近の研究から Conselice et al.(2004) Morphological fraction for HDF-N for HDF-S ・HST(WFPC2, NICMOS；～H-band）を用いた形態解析。 ・rest-V-bandの形態はH-bandでz~2までしか見る事が出来ない。

4 地上からの形態解析 ◇形態解析は高空間分解能が鍵。
4/17 地上からの形態解析 ◇形態解析は高空間分解能が鍵。 ◇Spaceでなくても良seeingのGround-basedデータなら銀河の形態解析はできるか? 　　　→ SDF多色データで形態解析をやってみる。 （best seeing~0.”35の分解能、K’-bandまで)

5 Subaru Deep Field ◇すばる望遠鏡＋CISCO による深撮像領域(2‘x2’)。 K’~11.3hr,23.5等(5σ)
5/17 Subaru Deep Field ◇すばる望遠鏡＋CISCO　　による深撮像領域(2‘x2’)。 　　K’~11.3hr,23.5等(5σ) 　　J~12hr,25.5等(5σ) ◇その後、Suprime-Cam可視深撮像、FOCAS可視深撮像、分光フォローアップ。 B, V, R, I, z’, J, K’ ; 7色 Maihara et al. (2001) PASJ（J,K’ composed image）

6 Analysis 天体検出・測光 Photometric redshift
6/17 Analysis 天体検出・測光 Source Extractor (SExtractor ; Bertin & Arnouts 1996) K’-select ; K’≦24(Vega)をカタログ。 Photometric redshift Hyperz (Bolzonnella et al. 2000) Template SED: 　 Burst, E, Sa, Sc, Irr Cosmology: WMAP(Ho=71km/s/Mpc,Ωm=0.27,ΩΛ=0.73） 最終サンプル；Mv≦‐20（～Mv*）の166天体。 ※等級はVega。

7 形態分類 Concentration･･･bulge/disk ratioをtraceする。 →銀河を構成する恒星種族の分布がわかる。
7/17 形態分類 Concentration･･･bulge/disk ratioをtraceする。 　　→銀河を構成する恒星種族の分布がわかる。 Graham et al. (2001) Asymmetry･･･profileのirregularityにsensitive。 　　→銀河のdynamicalな構造(mergingやinteraction）が見える。 K’-band画像(seeing~0.35”)でこれらのパラメタを算出。

8 モデル銀河 ◇Spheroidal成分のみ（Sersic law） free parameters：μe、re、軸比、n、PA
8/17 モデル銀河 ◇Spheroidal成分のみ（Sersic law） 　　　free parameters：μe、re、軸比、n、PA ◇Spheroidal + Exp成分 　　　free parameters： μe、re、軸比、n、PA、 　　　　　　　　　　　　　　μ0、rh、B/D比、

9 モデル銀河のC,A解析 モデル銀河にseeing, shot noiseを加えて実画像に埋め込み、同様にCとAを測定する。
9/17 モデル銀河のC,A解析 モデル銀河にseeing, shot noiseを加えて実画像に埋め込み、同様にCとAを測定する。 但し、モデル銀河でAを与える事は出来ないのでAの初期値=0. オリジナル 埋め込み オリジナル 埋め込み 初期値：Cinit, Ainit=0 ⊿C≡CAdd-Cinit ⊿C≡CAdd-Cinit 初期値：Cinit, Ainit=0 A=AAdd A=AAdd 引き残り 引き残り ⊿A≡(AAdd-Asky)-Ainit ⊿A≡(AAdd-Asky)-Ainit K’~22のモデル銀河 K’~18のモデル銀河

10 モデル銀河のC,A解析 Seeingやnoiseにより初期値からのズレ（ΔC、ΔA)が生じる。
10/17 モデル銀河のC,A解析 Seeingやnoiseにより初期値からのズレ（ΔC、ΔA)が生じる。 →SDFでの傾向が、ズレ幅よりも大きな変化かどうか。 １成分モデル ２成分モデル ΔA＝A(add) Seeing, Noise, Un-resolved object Seeing, Noise Seeing, Noise ΔC=C(add)-C(init)

11 Seeing, NoiseによるC,Aの誤差 ◇モデルの⊿C, ⊿AからSDF天体のC, Aに対して誤差を評価。
11/17 Seeing, NoiseによるC,Aの誤差 ◇モデルの⊿C, ⊿AからSDF天体のC, Aに対して誤差を評価。 ◇モデルは様々なパラメタを持っている。 　　　→実際のSDF天体のパラメタと近いものを選んで評価。 Concentration Asymmetry 等級・aperture size（表面輝度、天体までの距離）、　　　　effective radius（形状）が近いもの。 等級、aperture sizeが近いもの。

12 Asymmetry Concentration
Sc~Sd S0~Sb Spheroid Asymmetry z=1.3~1.7(I~z) z=0~0.8(rest;J~K) z=0.8~1.3(z~J) Concentration z=1.7~2.2(R~I) z=2.2~2.8(V~R)

13 Subaru Deep FieldにおけるC-A plane
13/17 Subaru Deep FieldにおけるC-A plane High-z populations Asymmetry z= ~0.8 z=0.8~1.3 z=1.3~1.7 z=1.7~2.2 z=2.2~2.8 rest J~K z~J I~z R~I V~R Concentration

14 ConcentrationとAsymmetryの変化
14/17 ConcentrationとAsymmetryの変化 Cの変化 ◇z>1.3では、Cの小さなもの(Pure disk的）なものが増加。 ↑Pure disk的 ~ Irrと考えると、過去の研究で言われていた描像と一致。 『遠方に行くほど、Irregular/Peculiar/Merging system　が増加する。』 Aの変化 ◇z>1.3ではA>0.2(全fluxのうち20%がasymmetry性に寄与）のものが増加。星形成を起こしている?dusty population? 　　　→A=0.2でサンプルを分けてcolorを見てみる。

15 AsymmetryとColorの関係 サンプル１；A＜0.2サンプル２；A≧0.2 ( median)
15/17 AsymmetryとColorの関係 サンプル１；A＜0.2サンプル２；A≧0.2 ( median) モデル１；zf =3のpassive evol.モデル２；zf =3のconst. SFR A≧0.2はConst. SFRに合う z vs Obs.(R-K’) Physicalに重なっている. z vs rest.(U-V)

16 Asymmetryの解釈 ◇Aの大きなものはrest(U-V)が青い。 →星形成を活発に起こしている。
16/17 Asymmetryの解釈 ◇Aの大きなものはrest(U-V)が青い。 　　　　　　→星形成を活発に起こしている。 ◇Aの小さなものはPassiveモデルに近いものもあり、 constant SFRモデルに近いものもある。 Const. SFRに近いものはCも小さい　⇒　bulge未発達? →disk galaxyや進化を終えたevolved population。

17 Summary ◇SDFのB~K’多色データを用いてz~3までの銀河の形態と星形成の進化を調べた。 どの時代でも存在する
17/17 Summary ◇SDFのB~K’多色データを用いてz~3までの銀河の形態と星形成の進化を調べた。 どの時代でも存在する 星形成が活発 High-z populations Bulgeが未発達なdisk galaxy Evolved population ◇地上のKバンドデータによりHSTよりも遠方の形態の議論が可能である事を実証。

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19 形態の波長依存性：Morphological K-correction
J z=1.012の銀河 Observed: I-band ⇔ rest: U~B-band Rest-UV→星形成領域 Rest-optical→主系列星 I R z>1の天体ではI-bandの画像を見ても銀河の形態を知る事は出来ない。 　　　　　　　　　　↓ 近赤外線データが重要！ B U 特に、 z=2~3ではKバンドが必要！ Bunker et al. (2000)

20 Kron Radius (Kron 1980) ◇光度g(x)の重みをつけて積分し測定されるプロファイルの１次モーメント。
◇gaussianでconvolveされたlight profileでは、r1を2倍程度に大きくした(楕)円apertureに天体からのfluxの約90%が入る。 ◇これまでは、CとAはsky noise levelの1.5倍というisophotal apertureで行なわれてきたが、銀河のmorphologyを議論するには裾までを考慮する事が重要。 　→本研究では、Kron aperture x 2.5で定義されるisophotal apertureによりC、Aを測定した。

21 ∑S｛各pixelでの（I0 ｰ I180 ）の絶対値｝
Light profileから形態を分ける方法（Abraham et al. 1994, 1996） ・Light concentration（fluxの集中度） ・Light distribution asymmetry（profileの非対称性） (・Mean surface brightness) 定義： Sの(30%)2の中に含まれるflux 銀河のouter flux（area S) ∑S｛各pixelでの（I0　ｰ I180 ）の絶対値｝ 2×∑S ｛各pixelの I0｝ 定義：

22 形態に注目した研究 Morphological redshift distribution (Kajisawa & Yamada 2001)
◇Early typeの数密度　　がz=1付近を境に大き　く減少 ◇Late typeもz=1.5辺り　　でcolorの分布が変化 ◇Hubble sequenceが確　認出来るのはz=1~1.5　くらいまで。

23 銀河の形態分類方法 ◇Visual classification. 目で見て形態を分ける。主観性が強く再現性が良くない。
◇Artificial neural network(ANN). ◇Surface brightness fitting. ◇Light profile. 目で見て形態を分ける。主観性が強く再現性が良くない。 計算機にパターンを覚えさせて“あいまいな”分類によって柔軟に分類を行なう。精度の良いtraining data setを作る事が重要。 銀河の表面輝度分布をモデルでfittingする。 light profileの拡がりや規則性から形態を判断。目では捉えられない淡いfeatureに対しても有効。

24 SDF天体のC-Aをモデルの典型値と比較.
◇Redshift range毎のC-A planeの分布を理解する　　ために、モデル銀河のCとAの典型値と比較。 ◇2成分モデルは、B/D比（Bulge-to-Disk ratio)で　　　late,intermediate,early type spiralに細分した。 ◇1成分モデルはPure bulge的として扱う。 B/D ~0.1 : Sc~Sd　(Pure disk的) 0.1~0.3 : Sb~Sc 0.3~1.0 : S0/a~Sb 1.0~ : ~S0/a →各rangeでのSDF天体がこれらのグループに対して　　　どのように分布しているか？

25 Future Work ・morphological k-correctionの影響 ・stellar massとの相関
・近接天体も含め、個々の天体のdetail 　（Asymmetryの拡がりに対するさらなる解釈） ・遠方銀河での精度（dimming, サンプリングの影響） ・MOIRCS観測データへの拡張 　（基本サンプルの増加、分光サンプルの増加)

26 Asymmetry Concentration
Pure disk ←ｰｰ ｰｰ→ Pure bulge モデルのCの典型値 B/D ~0.1 : Sc~Sd 0.1~0.3 : Sb~Sc 0.3~1.0 : S0/a~Sb 1.0~ : ~S0/a Asymmetry <A>=0.086RMS=0.125 z=0~0.8 Concentration Error barはseeingとnoiseによって発生するasymmetry量。

27 Asymmetry Concentration
<A>=0.089RMS=0.131 z=0.8~1.3 Concentration z=0~0.8と比べてあまり変化はない。

28 Asymmetry Concentration
<A>=0.091RMS=0.157 z=1.3~1.7 Concentration Asymmetryの大きなものが見られる。

29 Asymmetry Concentration
<A>=0.103RMS=0.112 z=1.7~2.2 Concentration

30 Seeing, Noiseによるオフセットを補正した場合のC-A図
Asymmetry rest: J~K rest: z~J z=0~0.8 z=0.8~1.3 Concentration rest: I~z rest: R~I z=1.3~1.7 z=1.7~2.2