[滞在型研究会：準解析的手法による銀河形成研究の展望 2006年12月4日－8日]

Lyα Emitters とは何か？
階層的構造形成における理論モデルの構築
京大理 宇宙物理学教室 D2
小林 正和 (学振特別研究員 DC2)
戸谷 友則（京大理）長島 雅裕（長崎大）

Outline
1. Introduction
Lyα Emitters (LAEs) の観測的特徴、
再電離と LAEs、LAEs の先行研究

2. Mitaka model for LAE population
LAE モデルの詳細を紹介

3. Numerical Results
LAEs 観測データとの比較

4. Conclusion
5. Future works

Outline
1. Introduction
Lyα Emitters (LAEs) の観測的特徴、
再電離と LAEs、LAEs の先行研究

2. Mitaka model for LAE population
LAE モデルの詳細を紹介

3. Numerical Results
LAEs 観測データとの比較4. Conclusion
5. Future works

LAEs@high-z の観測的特徴
 narrow-band imaging で同定される redshift した Lya 輝線を放つ天体 Lyman Break Galaxies (LBGs)
より暗い continuum (~ undetected)
 LBGs より小さい angular size(~ point source) high number density (~10-3 Mpc-3
for LLya > 1042 erg/s)

最初の burst を体験中の非常に若い銀河？
Taniguchi et al. (2005)

LAEs から探る宇宙の再電離 Gunn-Peterson (GP) test に代わる有効な方法
・ GP test はそもそも GP optical depth が非常に大きいため、再電離の終わり (xHI < 10－4) に感度がある

・ LAEs の Lya emission が
IGM の HI による吸収を受けるのは xHI > 0.1
LAE の光度関数 (LF)
が redshift evolution
しないと仮定すれば、観測された LF の変化から xHI の情報が引き出せる

Fan et al. (2006)

observational LFs of LAEs
 中・大型望遠鏡によるサーベイ観測・ SDF (e.g., Yamada et al. 05; Shimasaku et al. 06;
Kashikawa et al. 06; Iye et al. 06)
・ Keck (e.g., Cowie & Hu 98; Santos et al. 04)
・ VLT (e.g, Kudritzki et al. 00)
・ LALA (Rhoads et al.
03)
この 10 年で LAE
candidates の数は増え、信頼のおける光度関数（LF）が得られつつある

Kashikawa et al. (2006)

Lyα photon の性質
 Lyα＝ hydrogen recombination line (1216 A)
ionizing source① massive stars (Partridge & Peebles 1967)② 重力エネルギー (e.g. Haiman et al. 2000)③ AGN (e.g. Osterbrock 1989)

 Lyα = hydrogen resonance photon銀河の外に escape するまでに多数回散乱し、path-length は系のサイズより大きくなるÎ dust による吸収を強く受ける (Auer 1968)
ISM 中で dust が clumpy に分布していればLyα EW は大きくなりうる (Neufeld 1991)

Lyα emitting galaxies@low-z
 metallicity dependence (Charlot & Fall 1993)

metallicity?

Lyα emitting galaxies@low-z
 inter-stellar absorption features (Kunth et al. 1998)

Å Lyaemission
Lya Æabsorption

outflow などのgas-dynamics?

Lyα emitting galaxies@low-z
 stellar absorption (Charlot & Fall 93; Valls-Gabaud91)

young burst
orconstant SF

Charlot & Fall (1993)

LAEs@high-z properties
 stacking broad-band fluxes (Gawiser et al. 2006)z ~ 3 LAEs

・ high SFR
・ young (10-100 Myr)・ almost dust-free・ low stellar mass

LAE の理論モデルの先行研究
 解析的取り扱い（Haiman & Spaans 99; Thommes &Meisenheimer 05）
 gas-dynamical simulation（Barton et al. 04）

 SA モデル （Mao et al. 06; Le Delliou et al. 05, 06）

Mao： Granato et al. (2004) のモデル（monolithic collapse、no merger tree） をベース
Le Delliou：GALFORM (Baugh et al. 2005) をベース
階層的構造形成の枠組みで構築され、観測から得られた LF と比較できる
これまでで唯一の LAE 理論モデル

Le Delliou et al. (2005, 2006)
 GALFORM (Baugh et al. 2005) をベース

burst 時 top-heavy IMF (x=0)
gas rich minor merger Æ burst

 Lyαは星形成に起源

Lyα photon の性質を考慮した
fesc を現象論的に与えると共に、新たな観測データとの比較にfesc = const のモデルが耐え得るかを検証

Le Delliou et al. (2006)

Outline
1. Introduction
Lyα Emitters (LAEs) の観測的特徴、
再電離と LAEs、LAEs の先行研究

2. Mitaka model for LAE population
LAE モデルの詳細を紹介

3. Numerical Results
LAEs 観測データとの比較

4. Conclusion
5. Future works

Basic equations in Mitaka modelStarburst の取り扱い

SFR(t)

tstarttout - tlife

toutt

tstart は tlife 間で一様を仮定し、各銀河の重みをN 分の 1 にして乱数をN 回振る

Lyα で光っている時間

Charlot & Fall (1993)

Starburst の取り扱い

SFR(t)tcut

各銀河の重みを (tcut / tlife) N 分の 1にして乱数を N 回振れば、計算のムダが少なくて済む

tstarttout - tlife

tout - tcut toutt

tstart は tlife 間で一様を仮定し、各銀河の重みをN 分の 1 にして乱数をN 回振る

Lyα line luminosity の計算法（１）case B recombination (=0.677)
massive star の大気モデルの不定性 (factor ~ 2)、
metallicity 依存性 (Solar と Pop III で factor ~ 6)

Lyα line luminosity の計算法（２）最小の effective burst timescale（例えば ~ 106 yr）を設けた方がよい？

本当はこうするべき？
tdyn が短い銀河で tcut を107 yr とした意味がない

現段階ではともに SFR(t) に比例させているModels of Lyα escape fraction
 Lyα photon の性質や low-z の Lyα emitting
galaxies の観測結果を考慮した４つのモデル

LAEs の光度関数
SA モデル

intrinsic Lyα 光度関数

LF ①

LF ②

LF ③

observed Lyα 光度関数

LF ④

fesc のパラメータの決め方
・ Shimasaku et al. 06 のLAE LF@z~5.7 に最もよく合うように選ぶ
・ 得られたパラメータの値はredshift 依存しない一定の値とする

Outline
1. Introduction
Lyα Emitters (LAEs) の観測的特徴、再電離と LAEs、LAEs の先行研究

2. Mitaka model for LAE population
LAE モデルの詳細を紹介

3. Numerical Results
LAEs 観測データとの比較

4. Conclusion
5. Future worksτeff と tlife の分布
quiescentburst

LAE 光度関数との比較（１）赤方偏移 3.6, 4.5 ともに、ダストの効果を加味した
我々のモデルの方が LAE 光度関数の新しいデータ（赤色データ）もよく再現できているLAE 光度関数との比較（２）・ z=6.56 では、計算結果はLAE 光度関数よりも明るいor 個数が多い

fesc0 を 0.65 倍Kashikawa et al. 06 の信頼度の高い LAE LF@ z~6.5 と consistentLAE 光度関数から読み取る再電離

0.65 倍
0.5 倍 (Kashikawaet al. 2005)

xHI@z~6.5 の具体的評価
xHI ~ 0－0.45(Kashikawa et al. 2006)
xHI ~ 0－0.32
LAE 光度関数が時間進化しないと仮定して求めた
xHI は過大評価になっていることが分かった

Santos (2004)

Outline
1. Introduction
Lyα Emitters (LAEs) の観測的特徴、
再電離と LAEs、LAEs の先行研究

2. Mitaka model for LAE population
LAE モデルの詳細を紹介

3. Numerical ResultsLAEs 観測データとの比較

4. Conclusion
5. Future works

Conclusion 階層的構造形成の枠組みでの LAE 理論

モデルを構築・ LAE の光度関数を統計的に予言できる理論モデル
として、Le Delliou et al. に続き世界で２例目
・ 初めて Lyα photon の離脱率にダスト・ outflow の効果を加味し、新たな観測データとの比較を行った
・ これらの効果を加味していない先行研究に比べLAE 光度関数をよりよく再現できた
・ LAE 光度関数は intrinsic evolution でわずかに暗くなっており、これまでの仮定からは xHI を過大評価しているかもしれないことが分かった

Future Work clustering の観測データとの比較理論モデルの信頼性を調べる
 LAE の物理的性質の予言
mass of hosting DM halo, stellar mass, metallicity, etc.
 IGM が transparent な場合の LAE 光度関数Æ xHIIGM(z) の予言Lyα EWs の比較：starburst

Charlot & Fall (1993)

Lyα EWs の比較：constant SF

Charlot & Fall (1993)

LAEs の観測データ（３） sub-mm imaging (Webb et al. 2006)z ~ 6.5 LAEs 850 um maps (> 3.5σ)

low dust mass (< 108 Msun)

Webb et al. (2006)

Lyα emitting galaxies@low-z
 inter-stellar absorption features (Kunth et al. 1998)

Å Lyaemission
Lya Æabsorption

outflow ?
Kunth et al. (1998)

観測データの比較