初代星・銀河形成研究会2008年9月10日The stellar masses of LBGs at z~5矢部清人(京都大学)太田耕司,梶野裕喜, Suraphong Yuma(京都大学),岩田生(国立天文台/岡山), Marcin Sawicki(St Mary's Univ.),秋山正幸(東北大学),田村直之,青木賢太郎(国立天文台/ハワイ)
Hopkins&Beacom 2006 ✔近年の大規模なサーベイによりz~6までの銀河が大量にサンプルされている。 ✔星形成率密度の進化:z~6から増加、z=2-3でピーク、現在まで減少
bining procedure and the dashed grey line is a best fit with the parameterisation ρ ( z ) = α × ε− t τ c and α = 0.0023, δ = 0.68 and c = 1.2. The dotted red line is the prediction of HBO6 generated by integrating the observed instantaneous star formation history.
Wilkins+2008
✓星質量の“assembly”の様子を調べる事も重要✓CDMシナリオに従えば、小さな系からmergerによって大きな系に成長✔星質量密度は時間と共に増加していくと考えられるbining procedure and the dashed grey line is a best fit with the parameterisation ρ ( z ) = α × e − th − and α = 0,0023, δ − c = 1.2. The dotted red line is the profiction of HB06 generated by integrating the observed instantaneous star formation history. Spitzer/IRAC (3.6μm~8.0μm)でz~5にある銀河のrest-frame 600Åより長い側を見ることができる。 ✔これまでの研究ではz<5が対象✓星質量を調べるためには静止系で可視を見る必要がある✔z>=5でこれは中間赤外に対応し、地上からの観測が困難✔ Spitzer望遠鏡の登場で中間赤外線のdeepな観測が可能になる
GOODS-N周辺(508 arcmin²) J0053+1234 (781 arcmin²) Total ~ 1300 arcmin²         V=28.2, lc=26.9, z'=26.6 (in GOODS-N)
z’ < 26.5等で約850個のLBGサンプル✔ bright endではz=5からz=3にかけて有意な変化はない✔ faint endではz=5からz=3にかけて有意に増加している✓ luminosity dependent evolution ?
SFR (Mo/year) -18 — 19 – 18 – 17 luminosity dependent evolution ?
Subaru/FOCAS:Ando et al. 2004, 2007  Gemini/GMOS: Kajino et al. in prep. ・計l l天体をz~5と同定:計5天体をz~5と同定Wavelength (Å) ↑ spec-zの分布←同定されたLBGのI次元スペクトルの例(see Ando et al. 2007)
√ z~5のLBGの星質量等をSEDフィットから求める✔使用したデータ：S-Cam(V, Ic, z'), IRAC(3.6μm, 4.5μm) ✓ GOODS-Nに関してはアーカイブデータを使用✓ GOODS-FFでは新たにIRACで観測IRACデータの領域の面積はGOODS-N : ～150arcmin2 GOODS-FF：~250arcmin2 2領域で可視データの領域の約80%を力バー ✓ LBGサンプルはIwata+07のLBG@z~5(z’<26.5; 617個) ✔その中からIRACで周りの影響がないような物(170個)を目で見て選択✔その中でIRACで受かったもの(I05個)についてSED fittingを行った典型的なサンプルの顔写真
✔ SED fittingとは観測されたSEDをモデルでフィットする方法✔ Sawicki & Yee (1998)と同様の方法で行った(Sawicki in prep.) ✔モデルSEDの作り方は以下の通り種族合成モデル：Bruzual&Charlot2003 IMF : Salpeter IMF (0.1Msun<M*<100Msun)金属量：0.2 Zsunダスト減光則：Calzetti et al. (2000) IGM吸収：Madau (1995)星形成史：Constant SFモデル赤方偏移：z=4.8に固定Hαの影響を考慮(M*に20%程度影響)赤方偏移をフリーパラメータにしても星質量にはそれほど影響ない。金属量、減光則、星形成史による星質量の不定性はファクターで2程度。 E(B−V) M*median = 3.8x10°Msun agemedian = 25 Myr E(B-V)median = 0.23 mag SFRmedian =  | 90 Msunyr可視絶対等級vs星質量✔星質量は静止系可視の絶対等級と良い相関がある✓ UV絶対等級とは良い相関はない(ように見える) ✔各等級ビンで星質量の平均をとると相関が見えてくるUV絶対等級vs星質量
約100個の大規模なサンプルを用いて、LBG@z~5の星質量関数を導出。各星質量のビンにおける数密度は以下のようにして計算する。 φ(log(M*/Mo)) = ✓ Nij：i番目の4.5μm等級ビンとj番目のz'等級ビンに入る個数✔ feye：選択したサブサンプルの全体に対する割合（feye=170/617） ✔ fjdet : 4.5μmバンドでのdetection rate (IRAC-band completeness) ✔ Vieff : effective volume (z'-band completeness) ✔ fint : interloperの割合
このように計算した星質量関数を図の赤点で示す✔このLBG@z~5の星質量関数を他の観測等と比較する✔まずDrory+2005と比較
このように計算した星質量関数を図の赤点で示す✔このLBG@z~5の星質量関数を他の観測等と比較する✔まずDrory+2005と比較-番重いビン以外で一致しない▶ Drory+はKsまでしか使用せず✓IRACまで使ったElsner+2008と比較注)他の観測のデータ点はz=4.5の結果
このように計算した星質量関数を図の赤点で示す✔このLBG@z~5の星質量関数を他の観測等と比較する✔まずDrory+2005と比較-番重いビン以外で一致しない▶ Drory+はKsまでしか使用せず✓IRACまで使ったElsner+2008と比較♪きわめてよく一致する▶ IRACまである方が良い✔理論モデルと比較注)他の観測のデータ点はz=4.5の結果
このように計算した星質量関数を図の赤点で示す注)他の観測のデータ点はz=4.5の結果✔このLBG@z~5の星質量関数を他の観測等と比較する✔まずDrory+2005と比較-番重いビン以外で一致しない▶ Drory+はKsまでしか使用せず✓IRACまで使ったElsner+2008と比較♪きわめてよく一致する▶ IRACまである方が良い✔理論モデルと比較▶重い側以外では一致しない✓z'>26.5の天体の寄与▶Muv vs星質量の相関を使いUVLFからMFに換算してやる
このように計算した星質量関数を図の赤点で示す✔このLBG@z~5の星質量関数を他の観測等と比較する✔まずDrory+2005と比較-番重いビン以外で一致しない▶ Drory+はKsまでしか使用せず✔IRACまで使ったElsner+2008と比較▶きわめてよく一致する▶ IRACまである方が良い✔理論モデルと比較▶重い側以外では一致しない✓z'>26.5の天体の寄与▶Muv vs星質量の相関を使いUVLFからMFに換算してやる♪重い方ではずれる▶<10°Msunで影響ありそう注)他の観測のデータ点はz=4.5の結果
✔得られた星質量関数を10 8 Ms…まで足し合わせる事で星質量密度を見積もった✓星質量密度=7.0×106Msun/Mpc³ ✔星形成史などによる不定性を考えると上限値~2×107Msun/Mpc³ ✔他の観測と比較して大まかなトレンド(時間と共に単調増加する）としては一致する✔上限値の範囲内ではBower +05、Kitzbichler+07の理論モデルと大体一致する
z=3 (Shapley+2001)とz=2 (Shapley+2005)のLBGの結果と比較✔静止系UV絶対等級、可視絶対等級は暗い側は大体同じ✔ Muy vs.星質量:分布の様子がz=2-3からz=5へかけて変化✔M可視vs.星質量:分布の様子がz=2-3からz=5へかけて変化
各パネルで上がz=2、下がz=3との比較サンプルの比較のため、UV光度の範囲をそろえている。SED fitの詳細は異なるが、Salpeter IMF、 Constant SF、 Calzetti dust- lawを使っている。 z〜5の銀河はz=2-3の銀河に比ベ比較的若く、激しい星形成活動をしている。また、星質量はそれほどできていない。 z~5の星形成率でz=2-3まで星形成を続けると、星質量の分布が観測されるものよりも重い側にずれる。

√可視データ
• Broadband: B,V, R, lc, z' • Narrowband: NB7 I I • total area: ~750 arcmin² ✓中間赤外データ• Spitzer/IRAC • GOODS-N + GOODS-FF • total area: ~400 arcmin² ✓ 44 LAEs at z=4.8 ✓可視-MIR → SED fitting z=4.8 LAEsのstellar population解析(Yuma et al. in prep.) 44個のLAEサンプルのうち、IRACで受かっていて、周りから影響されていないもの6個についてSED fittingを行なったモデルSEDの作り方はLBGと同様の方法種族合成モデル：Bruzual&Charlot2003 IMF : Salpeter IMF (0.1 Msun<M*<100Msun)金属量：0.2 Zsunダスト減光則：Calzetti et al. (2000) IGM吸収：Madau (1995)星形成史：Constant SFモデル赤方偏移：z=4.8に固定Hαの影響を考慮(M*に20%程度影響) NB7II l。 NB711 4.5µm ↑典型的なサンプルの例SED fittingの例LAEはLBGに比べ年齢が若く、星質量の小さな銀河。また、ダストによる減光が小さい。星形成率は同じ程度か少し小さい。
可視絶対等級vs星質量UV絶対等級vs星質量✔静止系UV、可視での絶対等級ともにLAEは暗い側を占める✓星質量との相関の様子はLBGと大まかには一致
➤約100個の大規模なLBGs@z~5サンプルについて、 ▶ Subaru(V, Ic, z') + Spitzer(3.6μm, 4.5μm)を用いてSED fitting ♪星質量(median)=4×10°Msun ▶星質量は静止系可視絶対等級と強い相関を持っている▶ LBGs@z~5の星質量関数を導出♪ IRACデータなしの他の観測結果とはmassive end以外で合わない。また、理論モデルともmassive end以外合わない) z~5での星質量密度は~7x106MsunMpc 3。大まかなトレンドとしては他の観測結果と一致♪z~5の銀河はz=2-3の銀河に比べ比較的若く、激しい星形成活動をしている。また、星質量はそれほどできていない。 ▸同じ赤方偏移のLAEに比べ年齢が大きく、星質量が大きい。また、ダストによる減光も大きく。星形成率は同じ程度か少し大きい。