宇宙年齢後半（0.4＜z＜1.2）の銀河の星質量と星形成率の進化
名古屋大学 銀河進化学研究室（Ω研）
M2 村田勝寛
共同研究者:
Tsutomu T. Takeuchi(Nagoya Univ.)
Veronique Buat(OAMP)
Elodie Giovannoli (OAMP)
Denis Burgarella(OAMP)
Ryosuke Asano(Nagoya Univ.)定義・記法• 銀河の質量、Mは 銀河の星質量• SFRは Star Formation Rate
• SSFRは Specific Star Formation RateSSFR = SFR/M

downsizing
星形成に関する

観測的に昔

多くの銀河で星形成活動が活発
大規模な銀河から星形成をやめていく
今

小規模な銀河が主に星形成活動
例えば質量－SSFRをみることで定量的な評価

FIR select / UV select
我々のグループはChandra Deep Field South(CDFS)におけるFIR select, UV selectサンプルで質量‐SSFRの関係をみた

FIR selectUV select～星形成銀河selectサンプル

FIR select / UV select の 質量‐ SSFR@z=0.7
FIR selectsolid line : z= 0.7
dash line : z= 0

UV select

FIR select, UV selectでそれほど変わらない結果
Buat+(2008)

さらに 今回 3.6μm select~星質量銀河select
今回の発表

3.6μmselectFIR selectUV select実際にはこんな感じ
3.6μm select はUV selectとIR select両方を内包している• 3.6μmはUV,FIRに比べて深い• UV,FIRセレクトも質量が求まるもののみセレクトしている

3.6μm selectFIR selectUV selectdownsizing 3.6μm select sample

CDFSの同じ領域を含む
使ってるデータが多少異なる

Damen+(2008)

やることは３つ
1. 質量とSSFRの関係を求める(0.4<z<1.2)
2. Buat+(2008)と整合的か確認 @z=0.7
3. 同じ領域、同じ3.6μm select sampleである
Damen+(2008)と比較する

Chandra Deep Field South (CDFS)• Spitzer/IRAC 3.6μm select～銀河の星質量セレクト• 約3500個の銀河（F(3.6μm)>3uJy,0.4<z<1.2）• 10’×16’
GALEX/NUV, FUV → SFR(UV)
Spitzer/MIPS→ SFR(FIR)
EIS(U,B,V,R,I)
COMBO‐17 → 赤方偏移

SFR(total)SFRの求め方 ダストに隠された星形成①UV②FIR (8‐1000μm)

ダスト

OB starUV

観測者① UV ⇒ SFR(UV)② FIR ⇒ SFR(FIR)

Star Formationlog SFR(UV) /(M☉yr‐1) = log L(UV)/L☉ ‐ 9.69
log SFR(FIR) /(M☉yr‐1) = log (1‐η)L(FIR)/L☉ ‐ 9.75

SFR(total) ＝ SFR(UV) + SFR(FIR)

Kroupa IMF

η:FIRでの古い星の寄与
Buat+(2008)

obs とrestの対応 （SFR）
赤方偏移
観測者

観測者

24μm
U band12μm
FUV

24μm
NUV

15μm 0.4<z<0.9
FUV

0.9<z<1.20.9<z<1.2 obs 24μm→rest12μm→L(FIR)→SFR(FIR)
0.4<z<0.9 obs 24μm →rest15μm →L(FIR)→SFR(FIR)MIR band － IR relation
IR ：8 ‐ 1000 μm12μm－IRobs 24μm はrest 12μm@z=1.0

観測からの経験則
Takeuchi +(2005)

15um－IRobs 24μm はrest 15μm@z=0.6質量の求め方 M/L – color○ M/L(B band)● M/L(K band)
今回使ったのはM/L(K band)と(u‐g)との関係
u‐gはBlanton & Roweis(2007)を用いてU‐Bに書き換え
Kroupa IMFにした銀河のスペクトルの進化モデルからの結果

Bell & De Jong(2001)
Bell+(2003)

obsとrestの対応 （質量）
赤方偏移
観測者

4.5μm
R‐I

観測者

3.6μm
R‐I

観測者

3.6μm
V‐R

K band 0.9<z<1.2
U‐B

K band 0.6<z<0.9
U‐B

K band 0.4<z<0.6
U‐B赤方偏移の信頼性

R[Vega mag]

• COMBO‐17 ( Wolf+2003 ) のphoto‐z を使用

Flux(3.6μm) [μJy]δz < 0.04@z=0.4
δz < 0.12@z=1.2

Flux(3.6μm) > 3μJy ⇔ R < 25 Vega mag
25 Vega mag

結果

やることは３つ

1. 質量とSSFRの関係を求める(0.4<z<1.2)
2. Buat+(2008)と整合的か確認 @z=0.7
3. 同じ領域、同じ3.6μm select sampleである
Damen+(2008)と比較する

質量－SSFR @0.4<z<0.6log SSFR[yr‐1]

IRにおける古い星の寄与は30％とした

黒: detect UV, detect IR
青：detect UV, no IR
赤：no UV, detect IR
緑：no UV, noIR
Ⅰ: 平均値の上限、下限log 質量[M☉]質量－SSFR @0.6<z<0.8log SSFR[yr‐1]

IRにおける古い星の寄与はないとした

黒: detect UV, detect IR
青：detect UV, no IR
赤：no UV, detect IR
緑：no UV, noIR
Ⅰ: 平均値の上限、下限

log 質量[M☉]質量－SSFR @0.8<z<1.0log SSFR[yr‐1]

IRにおける古い星の寄与はないとした

黒: detect UV, detect IR
青：detect UV, no IR
赤：no UV, detect IR
緑：no UV, noIR
Ⅰ: 平均値の上限、下限

log 質量[M☉]質量－SSFR @1.0<z<1.2log SSFR[yr‐1]

IRにおける古い星の寄与はないとした

黒: detect UV, detect IR
青：detect UV, no IR
赤：no UV, detect IR
緑：no UV, noIR
Ⅰ: 平均値の上限、下限log 質量[M☉]やることは３つ
1. 質量とSSFRの関係を求める(0.4<z<1.2)
2. Buat+(2008)と整合的か確認 @z=0.7
3. 同じ領域、同じ3.6μm select sampleである
Damen+(2008)と比較する

Buat+(2008)との比較 @z=0.7

log SSFR[yr‐1]

UV,FIR両方受かっている銀河（黒+）はUV selectでもFIR selectでも受かっている→FIR select, UV selectとほぼ同じはず

Buat+(2008)との矛盾はなさそう

黒: detect UV, detect FIR
青：detect UV, no FIR
赤：no UV, detect FIR
緑：no UV, no FIR
log 質量[M☉]赤solid line : FIR select(Buat+2008)
青solid line : UV select(Buat+2008)

やることは３つ
1. 質量とSSFRの関係を求める(0.4<z<1.2)
2. Buat+(2008)と整合的か確認 @z=0.7
3. 同じ領域、同じ3.6μm select sampleであるDamen+(2008)と比較する

z‐SSFR(Damen+(2008)との比較)
Damen+(2008)と異なる結果

log SSFR[yr‐1]原因•古い星の寄与の仮定が異なる？
•質量を求める方法の違い？

黒：10≦log(M/M☉)<10.5
青：10.5≦log(M/M☉)<11
赤 ：11≦log(M/M☉)z結果• Buat+(2008)のUV/IR selectとはz=0.7で矛盾なさそう• 我々の3.6μm select sampleでの結果はDamen+(2008)とは異なる結果