直接温度法に基づくLyα輝線銀河の電離パラメータ増加の発見
小島 崇史 (東京大学)
大内 正己 (東京大学), 中島 王彦 (ESO)澁谷 隆俊, 播金 優一, 小野 宜明 (東京大学)
Kojima et al. 2017, PASJ, 69, 3, 44

銀河進化研究会 2017 @ 大阪大学

概要
Q. Lyα emitter (LAE) は高電離状態にあるか？
→ 信頼性の高い直接温度法 “初”の比較調査

A. z~2 LAEの電離パラメータは系統的に増加
2

Introduction

3

Introduction: z~2銀河 と HII領域ガスの電離状態
Lyα emitter (LAE)
LAEs

EW0(Lyα)>20Å

LBGs

Lyman Break Galaxy (LBG)
MUV <~ −20
Shapley+2003

電離状態を探る鍵 → 電離パラメータ (qion) & 金属量 (O/H)

qion≡ 電離光子フラックス
水素密度M66↑電離光子を吸収/散乱

星雲輝線

︎~~~▶
~~~~~~~~~~~~~~▶︎~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ ~~~~~~~~~~~~~▶︎~~~~~~~~~~~~~~~

HII領域

4

Introduction: 金属量/電離パラメータ測定法① (直接温度法)
OIII輝線比−自由電子温度

星雲輝線

電子温度
元素量
電離状態など電子温度項

log (O III]1665/[O III]5007)

直接温度法 → 物理に基づく−1.0

ne≪105 cm-3

−1.5
−2.0
−2.5
8000

12000
16000
Te(O III)(K)

電子温度項

qion ←[OIII]5007[OII]3727

20000

, Te

量子力学

Te → 信頼の高い O/H , qion 決定が可能に

5

Introduction : 金属量/電離パラメータ測定法② (強輝線法)

強輝線法 → 代用的手法

強輝線法の問題
1) z~0銀河ですら系統的不定性
2) z~2でも成り立つ保証はない

較正： 近傍のHII領域/モデル

直接温度法

強輝線法

log(qion)

系統的不定性

z~0 金属量

直接温度法

7.87.6

7.4

7.2

系統的
不定性
z~0 電離パラメータ
7.5

Andrews&Martini2013

8.0

8.5

9.0

9.5log(M⋆/M⊙)

10.0→ 強輝線法ではz=0とz=2を正確に比較できない

10.5

6

Introduction: z~0−2 電離状態の進化？

電離パラメータlog(qion ) log(qion)

Nakajima & Ouchi 2014
9.0z~2 LAE

8.5→ 強輝線法qion 高本当にqion増加？

8.0

定量的説明は？

7.5z~2 LBG
z~0 SDSS

7.0
8.0

8.5
金属量 12 + log(O/H)

電離パラメータと金属量の関係は？

9.0→ z~2でも直接温度法による測定が必要
7Observation&Sample8Observation: COSMOS-12805
可視/近赤外分光観測: COSMOS-12805 (z=2.16 LAE)
- log(M*/Msun) = 9.44
- SFR = 34.7 Msun/yr- EW0(Lyα)=33.7±6.0Å
Nakajima+12, 13, Shibuya+14b

Instrument

Band

Date

Exp. time

Keck/LRIS

B

2012 Mar.
19-21

24000sSubaru/FMOS

Jlong&Hshort2012 Dec.
22-24

7200s
&23760s

Keck/MOSFIRE

K

2016 Jan.
4-57560s

OIII] λλ1661, 1666
合わせて(≡1665)6.8σ
直接温度法が適用できる9Sample: z~2 LAE & LBG
z~2 星形成銀河サンプル (OIII]1665 & Lyα)i ) 5 LAEs (COSMOS-12805 + 文献)ii) 30 LBGs (compositeスペクトル)→ EW0(Lyα) = 30-160Å
~10 倍→ EW0(Lyα) ~ 4Åi) Shibuya+14b; Steidel+14; Stark+14a; Erb+16; ii) Steidel+16

典型値

z = 1.7-2.4
M* = 108-1010 Msun
SFR = 20-60 Msun/yrex.)

LyαOIII]1665(S/N = 8.5)
↓Steidel+16

ダスト減光補正 (Hα/Hβ) → E(B−V)neb=0.0−0.210

Sample: 輝線比ダイアグラム (バイアスチェック)[NII] BPT ダイアグラム

0.5

1.55 LAEs (本研究)30 LBGsz~2-3 LAEs
(Trainor+16)

z~2z~2-3 LBGs(Trainor+16)

0.0−0.5−1.0

星形成銀河−1.5−1.0−0.5log([N II]λ 6584/Hα )z~2-3 LAEs

0.0(3 previous studies)

0.5

30 LBGs(本研究)0.0−0.5z~0−2.0

5 LAEs (本研究)1.0(本研究)

O32=log([O III]/[O II])log([O III]λ 5007/Hβ )1.0

R23-O32 ダイアグラム−1.00.0z~0z~2-3LBGs(5 previous studies)

0.80.4R23=log(([O III]+[O II])/Hβ )1.2→ 選ばれたLAE/LBGは、典型的なLAE/LBG
11

Results12

Results: Te , O/H , qion 測定結果 (直接温度法)
電子温度 (Te)

Te(O III) (K)

20000

直接温度法

典型値
Te ~ (1.3-1.4)×104 K

12+log(O/H)→ 8.06−8.1715000

log(qion/cm s-1)
→ 7.70−8.24
1000078910log(M⋆/M⊙)

11→ 直接温度法により信頼性の高い測定値を得た
13

Results: 金属量−星質量 (O/H−M*) 関係
金属量−星質量関係 (SFRで色分け)
9.5

河成銀形z~0 星

8.58.0↑LAEs~0.2Z/Zsun

7.57.07.0↓

7.58.0→ LAE: ~0.2 Z/Zsun

8.5 9.0 9.5log(M⋆/M⊙)

0.5

←LBGs
~0.2Z/Zsun

0.0log(SFR/[M⊙ yr−1])

12 + log(O/H)Te

9.0

←全て
直接温度法

1.0

■ / ★ z~2 LAEs / LBGs (our sample)● z~0 SFGs (Andrews&Martini13)−0.5−1.0

10.0 10.5 11.0

LBGと同程度14

Results: 金属量−星質量 (O/H−M*) 関係
金属量−星質量関係 (SFRで色分け)
9.5log(SFR)>1.0に限定

0.5

8.58.0↑LAEs~0.2Z/Zsun

7.57.0
7.0

7.5

8.0

→ LAE: ~0.2 Z/Zsun

8.5 9.0 9.5log(M⋆/M⊙)←LBGs~0.2Z/Zsun

0.0log(SFR/[M⊙ yr−1])

12 + log(O/H)Te

9.0

←全て
直接温度法

1.0

■ / ★ z~2 LAEs / LBGs (our sample)● z~0 SFGs (Andrews&Martini13)−0.5−1.0

10.0 10.5 11.0

LBGと同程度→ z~0 の M*-O/H-SFR 関係に従っている

15

Results: 電離パラメータ−金属量 (qion−O/H) 関係
8.4

電離パラメータ−金属量関係

log(qion/[cm s−1])

5 LAEs~3倍高い

8.0

7.6

7.2
7.8

30 LBGs
8.0

8.2
8.4
12+log(O/H)Te

8.6

8.8

→ LAEs : LBGs/z~0 SFGsよりも電離パラメータが高い(fixed O/H)
16

Discussion

17

Discussion: qion増加は 金属量の減少で説明できるか？
Nakajima&Ouchi2014

LAEs & LBGs : 大多数の z~0 星形成銀河よりも qion が高い
より詳細な描像を得ることに成功
8.4

Kojima, Ouchi, Nakajima+2017 (本研究)→ 金属量が低いことで説明可

LAEの電離パラメータ：

EW0(Lyα)=30−160Å
log(qion/[cm s−1])

LBGの電離パラメータ:

5 LAEs8.0

7.6~3倍30 LBGs
EW0(Lyα) ~ 4Å

→ 金属量が低いことで説明しきれない
7.2
7.88.08.2
8.412+log(O/H)Te

8.68.8LAE と LBG の電離状態に本質的な違いがある
18

Discussion: LAEのqion増加−物理的起源は何か?
LAEの系統的なqion増加の物理的起源は何か?
Strömgren球モデル

1) 電子密度 ne が高い?
2) 電離光子生成率 Q0 が高い?
↑HII 領域あたり19Discussion: LAEのqion増加−物理的起源は何か?
qionの増加← ne, Q0の増加で説明可能？

1) Δlog(qion) vs. ne
3 LAEs

0.40.25 LAEs

0.2
∆ log(qion )∆ log(qion )

L(Hα)
M*

0.6

0.4

0.0

0.0
−0.2

30 LBGs−0.4−0.62.0

HII 領域の数∝2) Δlog(qion) vs. Q0 ∝ L(Hα)/M*

0.6

−0.2

Q0=Q0,galaxy

30 LBGs

−0.4
2.5

3.0
3.5
−3log ne (cm )4.0−0.6323334log(L(Hα )/M⋆) (erg s−1 M−1⊙ )ne, Q0 → 単独ではqionの増加を説明できない

35

20

Discussion: LAEのqion増加−物理的起源は何か?
Opacity thin

他の可能性は？
3) ガスの構造変化？
Nakajima&Ouchi2014

Ionization-bounded
nebularDensity-boundednebular4) スペクトルの硬化？
ex. Nakajima+2016h)p://d.hatena.ne.jp/ac5ve_galac5c/20091220/1261266361→ さらなる調査が必要

21

Discussion: LAEのqion増加による影響
輝線比診断への系統的不定性

1.0

11 5

高電離イオン輝線 → 強([OIII], [NeIII]など)

宇宙再電離への寄与の可能性？

log([O III]λ 5007/Hβ )低電離イオン輝線 → 弱([NII], [OII], [SII]など)

z~2 LAEs
3140.5

例: BPT
ダイアグラム0.0(Kojima et al 2017)−0.5−1.0z~0−2.0−1.5−1.0−0.5log([N II]λ 6584/Hα )0.0

Nakajima+2013

http://planck.ipac.caltech.edu

22まとめQ. LAEは高電離状態にあるか？
→ 信頼性の高い直接温度法 “初”の比較
z~2 LAE ⇆ z~2 LBG & z~0 SFG

A. z~2 LAEの電離パラメータは系統的に増加
Kojima et al. 2017, PASJ, 69, 3, 4423