銀河進化から見たダスト減光の諸物理量への依存性
名古屋大学Ω研 M1 長屋文子

Introduction
銀河の形成、進化の理解において星形成史は本質的である。星は進化の最終段階で重元素を供給し、その多くは星間空間では固体微粒子(ダスト)として存在する。ダストは紫外線や可視光を減光し赤外線で再放射する。
星形成銀河は本来OB型星起源の紫外線が強いはずだが、活発な星形成はダスト形成を伴うため、銀河の星形成は自身の生み出したダストに隠され、紫外線観測だけでは真の星形成率(SFR)を求めることはできない。しかし、現状では遠方銀河の赤外線観測が難しいので、ほとんどの場合遠赤外線と遠紫外線の光度比(IRX)とUV color (β)との相関(IRX-β関係 ) を用いて減光量を推定している。ところが実際には、IRX-β関係は大きな分散を持つため、この方法は再検討する必要がある。
本研究では、AKARI(FIR)、GALEX(UV)、2MASS(NIR)、SDSS(optical)、IRAS PCSz(redshift)のデータを用い、近傍銀河についてIRX-β関係の様々な物理量への依存性を検証した。

Dust
Observer

GalaxyIRX

IRX-β関係

βObservation

Evolution model of galaxies- 諸物理量 -- MODEL - Stellar mass(星質量) M* ( yang et al. (2007) ) IMF･･･Salpeter (Salpeter 1955)

 TIR(全赤外線)光度 LTIRLAKARI = 1.47x10¹² Lν(90μm) + 0.831x10¹² Lν(140μm)⇒log LTIR = 0.964 log LAKARI + 0.814

 SFR･･･exponential

 (m )  m  (1 x )x  1.35

 t SFR(t )  exp   SF 

 ダスト減光量・・・metallisityに比例Optical depth FUV(遠紫外線)光度 LFUV

 A  Z g (t )  g ( t )  A V   Z solar   ( t )  0 . 44  3 . 25 g ( t )  M g ( t )／ M 0(Guiderdoni& Rocca-Volmerange 1987)t Extinction curveA k ( )AV 4.05

η=0.3

0.657(  1.857  1.040 /  )  1

0.63 m    2.20m

23
0.657(  2.156  1.509 /   0.198 /   0.011/ )  1

0.12 m    0.63 m

現在のSFR(T) 比星形成率SSFR=SFR/M*=(現在までの平均のSFR(T))TSSFR 大 → 銀河は急激に成長している
小 → 銀河はほぼ成長を終えている

Aλ/Av

星形成率 SFR
log SFRFUV = log LFUV – 9.51
9 51
log SFRdust = log LTIR - 9.75 + log(1-η)⇒ SFR = SFRFUV + SFRdust

Effective extinction curve(Calzetti et al. 2000)
 ダスト放射・・・Dale et al. 2001

wavelength [Å](Takeuchi ,T. T. et al.2010 A&A)
SFR

LTIR

LFUV

100

color
color(FUV-NUV)(FUV-NUV)

color (FUV-NUV)

Stellar mass

SSFR

color (FUV-NUV)

10LTIR/ LFUVLFUV/L☉ < 10⁸10⁸ < LFUV/L☉ < 10⁸·⁵10⁸·⁵ < LFUV/L☉ < 10⁹
10⁹< LFUV/L☉ < 10⁹·⁵10⁹·⁵ < LFUV/L☉ < 10¹⁰10¹⁰·⁵ < LFUV/L☉

LTIR/L☉ < 10⁹
10⁹ < LTIR/L☉ < 10¹⁰10¹⁰< LTIR/L☉ < 10¹⁰·⁵
10¹⁰ ·⁵< LTIR/L☉ < 10¹¹10¹¹< LTIR/L☉

Lλ [erg/s/angstrom]

total SFR <10⁻¹10⁻¹ < total SFR < 11 < total SFR < 10⁰·⁵10⁰·⁵ < total SFR < 10⁰·⁸10⁰·⁸ < total SFR < 10¹10¹< total SFR

LTIR / LFUVLTIR / LFUVLTIR / LFUV

1000

10.10 010.01
τSF = 1Gyr
τSF = 5Gyr
τSF = 7Gyr
τSF = 10Gyr

0.001

TIR // LLFUV
FUV
LLTIR

LTIR / LFUV

各物理量の値でIRX-β図上のプロットを色分けした。

log M* < 99 < log M* <1010 < log M* < 10.5
10.5 < log M* < 10.8
10.8 < log M* < 1111 < log M*

color (FUV-NUV)

すべてlarge

SSFR < 10⁻¹⁰·⁵
10 ⁻¹⁰·⁵ < SSFR < 10 ⁻¹⁰·²
10 ⁻¹⁰·² < SSFR <10 ⁻¹⁰
10 ⁻¹⁰ < SSFR < 10⁻⁹·⁸
10 ⁻⁹·⁸ < SSFR < 10 ⁻⁹·⁵
10 ⁻⁹·⁵ < SSFR

00.51.01.5

2.02.5

上記のモデルを用いると、あるSFRをもつ銀河のSED 進化(銀河年齢10Myr 、100Myr、1Gyr、10Gyr)は右図のようになる。この 銀河進化をSFRのタイムスケールτSFを変えてIRX-β図上にプロットした(左図)。

IRX>100の銀河はみられない

IRX-β図上で、color(FUV-NUV)が見られたが見られた。

LTIR
LFUV
color(FUV-NUV)

Summary
 観測データから近傍銀河についてIRX-β相関を検証
 銀河の進化のSSFRが大きくM*が小さい銀河は青く、減光量が小さい。
逆に、SSFRが小さくM*が大きい銀河は赤く、減光量が大きい。
 化学進化と整合的なSED modelをつくった。
 modelとの比較から、多くの銀河が連続的な進化で予想されるIRX-β関係に従っているが、非常に大きなものは衝突など激しい現象が必要であることがわかった。
 今後は、IRXがとても大きな銀河はβがむしろ青い理由などを検証したい。
 今のmodelではburst的なSFRは扱えないので、拡張が必要。

3.0

color(FUV-NUV)

color (FUV-NUV)

連続的な進化の軌跡と、衝突合体などの激しい現象が起こっていると予想される領域(すべての物理量が大きい領域)

LTIR
LFUV

-0.5

wavelength[angstrom]

連続的な進化の軌跡はobservationで予想したものと一致。modelではIRX>100の銀河が存在しない点も、そのような銀河は連続的な進化から外れた段階にあると考えることで説明でき、これはobservationでの解釈と一致!