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Spiral銀河における星形成史について
前林・平社・清水
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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。
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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)
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・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
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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. ・解析ソフト: IRAF, GALFIT. ・赤方偏移の情報: TEAM KECK TREASURY REDSHIFT SURVEY IN THE GOODS-N FIELD.
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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。
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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.
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・等級について 等級は、AB等級で計算。
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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
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B V
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I Z
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z = 200 pixel 11 kpc DA = 380 kpc DL = 470 kpc (i band)
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z = 200 pixel 22 kpc DA = 780 kpc DL = 1200 kpc (v band)
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z = 100 pixel 22 kpc DA = 1500 kpc DL = 5200 kpc (z band)
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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
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z = B-V
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z = V-I
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z = I-Z
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z = B-V
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z = V-I
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z = I-Z
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z = B-V
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z = V-I
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z = I-Z
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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
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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
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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
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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。 に規格化 サルピーターIMFは観測とよい一致
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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。
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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。
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結果 (1)
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結果 (2) : age bulgeの方がdiskより年老いている。
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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。
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結果 (4) : dust dustはbulgeとdiskで違いが見られなかった。
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結果 (5) : SFR bulgeよりdiskの方が星形成が活発。
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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。
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・ 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。
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参考文献 ・ Abraham R.G., Ellis R.S., Fabian A.C., Tanvir N.R. and Glazebrook K., 1999, MNRAS, 303, p ・ 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
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