Can	  we	  predict	  dust	  extinction	  properties	  of	  star-­‐forming	  galaxies	  from	  Hα/UV	  ratio	  ?  
小山佑世  ((国立天文台ハワイ観測所))  
⼭山村⼀一誠,  江草芙実,  瀧⽥田怜怜,  巻内慎⼀一郎郎,  ⼤大井渚  (宇宙研)  児⽟玉忠恭,  林林将央,  ⽥田中壱  (国⽴立立天⽂文台),  但⽊木謙⼀一(MPE),  嶋川⾥里里澄(総研⼤大)  Dust	  extinction:	  always	  a	  big	  issue	

Poggianti	  &	  Wu	  (2000)	  Garn	  &	  Best	  (2010)	  SFRs	  from	  optical	  emission	  lines	  are	  a	  factor	  of	  ~10-­‐70	  (Hα)	  and	  ~20-­‐140	  ([OII])	  lower	  than	  SFR(IR)	  in	  extreme	  cases	  (dusty	  starbursts).	  	  This	  study  
Balmer	  decrement	  (Hα/Hβ	  	  ratio)	  Very	  hard	  	  (too	  weak)	  Hβ	Becoming	  easier	  LHα,obs	  	  ∝	  	  SFR	  x	  10^(-­‐0.4AHα)	  Hα	This	  study	  UV	hard	  	  (confusion)	  FIR	

Usually	  easy	  (opt.	  photometry)	  LUV,obs	  	  ∝	  	  SFR	  x	  10^(-­‐0.4AUV)	  	  PPrroobblleemmss  ssoo  ffaarr  
Detecting	  Hα	  for	  high-­‐z	  galaxies	  is	  becoming	  easier,	  but	  Hβ	  is	  usually	  too	  faint	  even	  for	  8-­‐m	  class	  telescope,	  making	  it	  hard	  to	  estimate	  Hα	  dust	  extinction.	  

TThhiiss  wwoorrkk  
Establish	  an	  empirical	  calibra-­‐tion	  for	  A(Hα)	  from	  Hα/UV	  ratio	  using	  nearby	  galaxies	  sample	  Sample	  selection  • Starting	  from	  SDSS	  DR7	  spec.	  
MPA/JHU	  catalogue,	  matched	  with	  GALEX	  All-­‐sky	  catalogue	  (GR5).	  	  • Redshift	  range	  of	  0.02<z<0.10.	  
• Requesting	  emission	  line	  detection	  for	  Hα,	  Hβ,	  [NII],	  [OIII]	  .	  SF	  galaxies	  are	  selected	  using	  BPT	  diagram	  (removing	  AGNs	  &	  composites).	  
• Stellar	  mass	  with	  log(M★/M¤)>8.5.	  
• Our	  ﬁnal	  “SDSS-­‐GALEX”	  catalogue	  includes	  78,731	  FUV	  detected	  SF	  galaxies,	  among	  which	  1,200	  have	  AKARI	  90um	  counterparts.	  	  	A(Hα)	  vs.	  “observed”	  Hα/UV	  ratio  A	  positive	  correlation	  (as	  expected),	  but	  there	  exists	  a	  substantial	  scatter.	  
SDSS(DR7)	  +	  	  GALEX-­‐AIS(GR5)	  	  (0.02<z<0.10,	  logM★>8.5)	  A(Hα)	  from	  Hα/Hβ	  ratio	  SF	  galaxies	  only	  (selected	  by	  BPT	  diag.)	  	  Hα/UV	  ratio	  without	  dust	  correction	  Dependence	  on	  stellar	  mass  

M★大M★

M★小Dependence	  on	  EW(Hα)  
EWHα大higher
EW(Hα)EWHα小Predicting	  A(Hα)	  without	  UV	  info  

M★大M★

M★小Flat

Which	  is	  the	  best	  way	  to	  approximate	  A(Hα)?	  
Can	  we	  apply	  our	  recipe	  to	  high-­‐z	  galaxies?	    underestimate	  Hα/UV	  only	  σ=0.39	  mag	  overestimate	  Hα/UV	  +	  M★	   σ=0.28	  mag	  Hα/UV	  +	  EW	   σ=0.34	  mag	  ●	  AKARI	  FIR	  source	  ●	  high-­‐z	  galaxies	  (Keck/MOSFIRE	  spectroscopy	  by	  Shimakawa+15)	  M★	  +	  EW	  σ=0.32	  mag	  Can	  we	  really	  predict	  dust	  extinction	  from	  stellar	  mass	  alone?  

Hα/UV	

Garn	  &	  Best	  (2010)	  A(Hα)	  on	  the	  SFR-­‐M★	  /	  EW-­‐M★	  diagram  A(Hα)	

A(Hα)	

Extinction	  for	  nebular	  region	  Extra	  extinction	  towards	  nebular	  regions  
Estar(B-­‐V)	  	  	  	  	  	  =	  	  f	  	  ×	  Egas(B-­‐V)	
More	  massive	  galaxies	  tend	  to	  have	  higher	  extinction	  towards	  nebular	  region	  （i.e.	  
smaller	  “f”	  value）.	  	  
M★

Extinction	  for	  continuum	  	  Extinction	  for	  nebular	  region	  Extra	  extinction	  towards	  nebular	  regions  f	  ~	  1	  の状況	  	  Estar(B-­‐V)	  	  f	  <	  1	  の状況	  	  	  	  	  	  =	  	  f	  	  ×	  Egas(B-­‐V)	
More	  massive	  galaxies	  tend	  to	  have	  higher	  extinction	  towards	  nebular	  region	  （i.e.	  
smaller	  “f”	  value）.	  	  
M★

低質量銀河に対応？	  	  大質量銀河に対応？	  	  (Illustrated	  by	  Price	  et	  al.	  2014)	  Extinction	  for	  continuum	  	  Future	  prospects  

(1)	  HHα//UUVVレシピを遠方銀河で検証したい  
underestimate	  Hα/UV	  only	  σ=0.39	  mag	  overestimate	  Hα/UV	  +	  M★	   σ=0.28	  mag	  Hα/UV	  +	  EW	   σ=0.34	  mag	  ●	  AKARI	  FIR	  source	  M★	  +	  EW	  σ=0.32	  mag	  ●	  high-­‐z	  galaxies	  (Keck/MOSFIRE	  spectroscopy	  by	  Shimakawa+15)	  (2)	  星形成＆ダスト減光を空間分解したい  K’	  (IRCS)	

NB209	  (IRCS)	

NB−K’	  =	  Paα	  	z=0.1135	
z=0.1143	

10”=	  20	  kpc	AKARI-­‐FIS-­‐1209390+432635	  (z=0.11)	

--SSuubbaarruu  ::  PPaa--AAllpphhaa  RReessoollvveedd  AAccttiivviittyy  aanndd  
DDyynnaammiiccss  ooff  IInnffrraarreedd  SSeelleecctteedd  
EExxttrreemmee  SSttaarrbbuurrssttss  wwiitthh  SSuubbaarruu	

1”=	  2	  kpc	(2)	  星形成＆ダスト減光を空間分解したい  K’	  (IRCS)	

NB209	  (IRCS)	

NB−K’	  =	  Paα	  	10”=	  20	  kpc	AKARI-­‐FIS-­‐1318102+041922	  (z=0.11)	

1”=	  2	  kpc	(3)	  環境効果と絡めた仕事につなげたい  

From	  L(Hα)	  +	  M★-­‐dependent	  dust	  correc?on	  	  The	  MS	  location	  is	  always	  independent	  of	  environment	  since	  z~2	  	From	  rest-­‐frame	  	  R-­‐band	  photometry	  +	  M/L	  correc?on	Hα	  emi(ers	  with	  EWr	  >	  30A	(Koyama	  et	  al.	  2013b,	  MNRAS,	  434,	  423)	  (3)	  環境効果と絡めた仕事につなげたい  Higher	  dust	  extinction	  level	  for	  galaxies	  in	  high-­‐density	  environment	  ?	  	
Hα	  emitters	  around	  z=0.4	  cluster	  (Cl0939)	  A(Hα)	  from	  SFR(IR)/SFR(Hα)	  A(Hα)	  simply	  from	  	  A(Hα)-­‐M★	  relation	  Koyama	  et	  al.	  (2013b)	

Red	  SF	  galaxies	  in	  group	  environment	
Red	  Hα	  emitters	  strongly	  clustered	  in	  group-­‐scale	  environments	

Abell851	  (z=0.4)	

Rc<0.5 Mpc	

0.5<Rc<1.0 Mpc	

1.0<Rc<1.5 Mpc	West Clump	Groups	■:red  Hα  emitter  (B-‐‑‒I>2)  □:blue  Hα  emitter  (B-‐‑‒I<2)  (Koyama	  et	  al.	  2011)	

Red	  SF	  galaxies	  in	  z>2	  proto-­‐cluster	Our	  MOIRCS+NB(Hα)	  survey	  revealed	  red	  Hα	  emitters	  dominate	  the	  core	  of	  z=2.16	  proto-­‐cluster	  (PKS1138-­‐262).	  	  	  	  	  	  	  	  :	  Spitzer	  24um-­‐source	  	  ■:	  red	  HAE	  (J-­‐K>1.4)		  ■:	  green	  HAE	  (0.8<J-­‐K<1.4)		
■:	  blue	  HAE	  (J-­‐K<0.8)	

Red	  emitters	  are	  massive	  (M★	  >1011M¤),	  and	  clearly	  dominate	  dense	  environment	  at	  z~2.	  

(Koyama	  et	  al.	  2013a)	  Clumpy	  galaxies	  in	  z>2	  proto-­‐clusters	cluster	  phenomena	  !	  

Rest-­‐frame	  UV	  morphologies	  of	  Hα	  emi4ers	  in	  z=2.2	  proto-­‐cluster	  env.	  	  M: 24um source
X: X-ray source
HST/i-band snapshots(4”x4”=30 kpc for each)(Koyama et al. 2013a)	

Clumpy	  galaxies	  in	  z>2	  proto-­‐clusters	cluster	  phenomena	  !	  

Rest-­‐frame	  UV	  morphologies	  of	  Hα	  emi4ers	  in	  z=2.2	  proto-­‐cluster	  env.	  	  M: 24um source
X: X-ray source
HST/i-band snapshots(4”x4”=30 kpc for each)(Koyama et al. 2013a)	

Summary	    Q:	  	  Can	  we	  predict	  dust	  extinction	  properties	  of	  star-­‐forming	  galaxies	  from	  Hα/UV	  ratio	  ?  
A:	  Yes	  –	  but	  we	  provide	  more	  realistic	  dust	  extinction	  estimates	  by	  adding	  M★	  and/or	  EW(Hα)	  information.