A Novel Method For Selecting
Secondary Starburst Galaxies
and Its Application to z~2 LAEs
2015/6/5 第二回銀河進化研究会@名古屋
東京大学 M2 日下部晴香
嶋作一大(東京大学), 中島王彦(ジュネーブ天文台),橋本拓也(リヨン天文台), 後藤亮介, 久保真理子(東京大学)

1.INTORODUCTION

Image Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESAHubble Collaboration	1.INTORODUCTION

理論的研究• 遠方の小質量銀河は、星形成史がepisodic
bursty SF + outﬂow(Muratov+15, Wyithe+14)

SFR, outﬂow, inﬂow

星形成史の理論・観測的な研究

観測的研究• 一部の統計的な観測から
Cosmic time (Myr)星形成史がepisodic
Muratov+15	
(Stark+09, Lee+09)• 個別の銀河の解析で、単調な星形成史を仮定した測光SEDフィットの結果が、輝線の分光結果と矛盾(Stark+14, Rodríguez Espinosa+14, Sobral+15)

1.INTORODUCTION

2成分近似の星形成史

SFR(M¤/yr)

episodicな星形成史の最も単純な近似モデル
old(過去の星形成)+young(最近の星形成)の2成分ok

過去の星形成old

最近の星形成young

Cosmic time (Myr) Muratov+15	

1.INTORODUCTION

2成分近似の星形成史• 先行研究の2成分の銀河は、偶然の発見(broad-bandとline emissionを1成分で同時説明❌)→どのような銀河が2成分で表されるのか不明• Broad-bandのみ→誤った1成分モデルでもﬁt可能• 全ての銀河に深い分光観測をするのは非現実

z~6 LAE (Stark+14)
z~5 LAEs(Rodríguez Espinosa+14)

z~7 LAE(Sobral+15)

1.INTORODUCTION

2成分近似の星形成史

本研究は、遠方銀河の星形成史を調べる最初のstep、
1. 星形成史が2成分の遠方銀河を効率よく選ぶ方法
2. 実際の銀河に適用、その性質を考察

z~6 LAE (Stark+14)
z~5 LAEs(Rodríguez Espinosa+14)

z~7 LAE(Sobral+15)

Image Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESAHubble Collaboration	

2.2成分銀河の選択方法

2成分の銀河の特徴▽紫外スペクトル(対数スケール)

SFR

過去(Old)	

フラック密度▽星形成史

最近(young)	

Cosmic time

2成分の和

Old成分
Young成分

紫外静止波長• 紫外のスペクトルはpower law• 紫外のslopeはとβで表せ、βが大きい=赤い• βの値が、短波長側と長波長側で変わる”double-β”

2.2成分銀河の選択方法

先行研究の“Double-β”の有無①
フラックス密度uJyz~6のLAE (Stark+14)2成分の和old(赤)成分
young(青)成分

観測波長um2.2成分銀河の選択方法

先行研究の“Double-β”の有無②

フラックス密度uJyz~5のLAEs(Rodríguez Espinosa+14)

観測波長umz~7のLAE(Sobral+15)

観測波長um2.2成分銀河の選択方法

2成分の銀河の特徴
Stark+14

・Young + oldの合成でβが途中で変わる”double-β”
ü 先行研究では触れられていないü z>5でβの変り目に観測が無く”double-β”未確認ü z<2.5なら確認可能• 先行研究の2成分銀河はLAEs(典型的に小質量)ü 理論的研究と合うØ z<2.5のLAEsに注目する

2.2成分銀河の選択方法

フラックス密度uJy

Double-βをもつz=2.2のLAEs↑R-bandでβが青から赤に変わる2天体

静止系波長Å• SXDS領域のz~2.2の分光同定LAEs34個(Nakajima+15 in prep)• ”double-β”は複数存在し、折れ曲がる波長、βの値は多様• z~2.2では、R-bandで青から赤になる”double-β”
輝線や減光曲線を変えても、1成分の単調な星形成史❌

2.2成分銀河の選択方法

Double-βをもつz=2.2のLAEs
R-bandで青→赤

赤→青

R-bandよりも短波長側のβ vs. 長波長側のβの図2.2成分銀河の選択方法

Double-βをもつz=2.2のLAEs
観測• 大半の単調な星形成史では、βはほぼ一定(黒、灰)• 一部の星形成史は青から赤になるがR-band以外(SSP, exp-decayの年齢の大きいもの)

2.2成分銀河の選択方法

Double-βをもつz=2.2のLAEs
young: 1Myr,
A1600=0mag
old : 100Myr,
A1600=0-10mag• Young+oldの2成分なら、観測(左上)を再現可能• Exp-risingや、exp-decayの星形成史を組み合わせれば、より広い範囲のdouble-βを再現可能

2.2成分銀河の選択方法

Double-βをもつz=2.2のLAEs• S15B Subaru/MOIRCSに30天体のLAEsのHα分光を提案中(PI: Kusakabe)• 分光+測光(紫外-近赤)データを同時にSEDでﬁtする

2.2成分銀河の選択方法

Stacked LAEs

z~2.2のLAE(Kusakabe+15) z~2.1のLAE(Acquaviva+12)

観測モデル
V R iʼ z

フラックス密度uJy

ApJL, 800, 29, 2015

BVRIz

静止系波長Å

• 観測 i-bandを境に“double-β”• 輝線を考慮しても、z-bandが再現できず
ü 多くのLAEsが2成分の星形成をもつ可能性

Image Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESAHubble Collaboration	

3. Discussion

2成分のLAEsの性質？

• Double-βを示す2成分の星質量の比は？
Ø old : youngold=~100-1000 : 1星質量を担う過去の星形成Ø 2回目以降のstarburst= youngではないLAEyoungØ 理論モデルからの示唆
最近の星形成外縁での遅れた星形成(Shimizu& Umemura10)• 銀河の星形成史も考慮することで，銀河の性質や進化にさらに迫ることができる• このdouble-βの手法は、episodicな星形成史の銀河を効率よく選択して調べる最初のstep3. Discussion

将来観測: Keck/MOSFIRE

Keck/MOSFIREの交換枠が増えるという噂©2014 W. M. Keck Observator

3. Discussion

MOSFIREを用いた小質量銀河の星形成史の研究
すばるコミュニティーでインテンシブプロジェクトを発足する→z~2.2のLAEsの星形成史を盛り込んで頂きたい• MOSDEFでは小質量銀河(<109M¤)はやられてない• z=2.2のNB-LAEsは3600天体, 静止系 可視-近赤外• 星形成史が2成分の銀河の候補は測光データのみから容易に選べる+手法自体も新しい©2014 W. M. Keck Observator

3. Discussion

MOSFIREを用いた小質量銀河の星形成史の研究
将来装置との親和性の高さ• PFSと組み合わせる→z>5のLAEsのように紫外・可視の輝線も使用• GLAO(ULTIMATE-SUBARU)と組み合わせる→Sobral+15のように、銀河のclumpを分解して2成分モデルでSED ﬁt

LAEsの星形成史の研究は良いとこづくし©2014 W. M. Keck Observator4. まとめまとめ• 星形成史を効率よく調べる新手法の開発が求められる• Double-βに着目すればよい
特にz=2.2ではR-bandで青から赤に変化するもの• 星質量を担うold成分と星形成を担うyoung成分
年老いたLAEs(type-2 LAEs)• Subaru/MOIRCS S15Bに提案中♪
近い将来観測時間をもらえますように (u人u)• Keck/MOSFIREが使えるならLAEの星形成史!
謝辞：ひかりちゃんとはりかねくん、発表練習ありがとう5.Appendix

2成分銀河パラメタまとめ
・St+1410Myr(CSFH,ﬁx)+530Myr,2.0M¤/yr, mass比 y:o=1:3.0 109
1成分old: breakは再現可, EW Clll]過小，UV slope再現不可
young: dusty metal poorでbreak再現可、EW Clll]過小・R+141)2Myr, 0mag, 6.3 107M¤+130Myr, 0mag, 2.0 109M¤
SFR~32, 15M¤/yr(C仮定でも) , SFH=decay2) 2Myr, 0.1mag, 6.3 107M¤+70Myr, 0.1mag, 7.9 108M¤
SFR~32,10M¤/yr(C仮定でも) , SFH=decay
1成分のときは可視のスペクトルと分光結果同時に合わず
・So+1516Myr, ~107M¤+360Myr, 1.6 1010M¤5.appendix

Stark+14• z~6のLAE: Clll]のEWo=7.6Å
Llyα=6.8 1042erg/s, EWo=83Å
Breakが強い(oldのbalmerかyoungのnebula？)• 1成分
old: breakは再現可,EW Clll]過小かUV slope再現不可
young: dusty metal poorでbreak再現可
EW Clll]過小• 2成分10Myr(CSFH,ﬁx)+530Myr(exp-decay),
SFR~2.0M¤/yr, mass比 y:o=1:3.0 109
M*tot~3 109M¤5.appendix

Rodríguez Espinosa+14• 1成分
LyαとUV, opticalを全て同時にﬁtできない• 2成分
1)2Myr, 0mag, 6.3 107M¤+130Myr, 0mag, 2.0 109M¤,SFR~32, 15M¤/yr(C仮定でも) , SFH=decay2) 2Myr, 0.1mag, 6.3 107M¤+70Myr, 0.1mag,7.9 108M¤
SFR~32,10M¤/yr(C仮定でも) , SFH=decay

5.appendix

Sobral+15• 1成分• 2成分
16Myr, ~107M¤+ 360Myr, 1.6 1010M¤輝線の再現はok

5.Appendix

減光曲線
吸収が強い
SMC type

Extinction Curve
SMC typeの方がStarburst typeより短波長側の吸収が強い

LMC type(2175 bump)

Starburst type

吸収が弱い
波長
webast.ast.obs-mip.fr/hyperz/hyperz̲manual1/node10.html

5.Appendix

減光曲線• LMCはRbandが凹むのでdouble-βではない• SMCは赤から青にかわる• Calzettiは3magくらいならβ一定

5.Appendix

SSP (100-800Myr)

5.Appendix

SSP

5.Appendix

全体のスペクトル

9219 EW0=30 2Å, Llya=3.9 0.3e+42 erg/s
16144 34 6Å, Llya=2.2 0.3e+42 erg/s

5.Appendix

2成分のスペクトルここまで