4年生特訓ゼミ 「Physical Properties of Galaxies from z=2-4」 Alice E.Sharpley 2011 2013/5/20 第六回 2章 論文流れ 高赤方偏移銀河を見分ける最新の様々な 手法についての紹介 3章 2≦z≦4の銀河の明るさと色について全波 長領域での全体的な分布 4章 観測値を銀河の恒星種族と関連した物理 量に変換するのに用いる技術について 5,6章 遠方銀河の星間物質と遠方銀河の構造 的・力学的性質について 4.1 SFR Indicators 前回のまとめ 静止系UV、遠赤外線、電離フラックス、X線、電波など 4.2 SFR Density 4.1~4.3章 星形成密度とそれに基づいた星形成史 おおまかな形は このような感じ 4.3 Stellar Population Synthesis Models 観測結果に見あうSEDのパラメータを見つけてやれば、そ こから銀河の様々な物理特性が分かる手法 4.3 Stellar Population Synthesis Models 2段落目 「星のスペクトル進化」 Stellar population synthesis modelの最も基本的な要素はすべ ての段階における、質量や金属関数の恒星進化の理論的な規定 によって構成されている。 ←ルツシュプルングラッセル図において異なる位置にある、星の観測 された性質をまとめた分光カタログ同様に。 特定の星のIMFや金属占有度によって記述される、同年代の恒 星種族を足し合わせたスペクトルの時間進化の予測が可能になる。 ←というのも、星形成史を考えると、星のスペクトル進化は連続的な時 間発展に支配された単純な恒星種族の影響を足し合わせたものに よって計算される。 よってStellar population synthesis modelによって、任意の星形 成史やIMF、そして星の金属占有度といった星のスペクトル進化 の予測が可能になる。 Stellar ppulation synthesis modelはしばしば理論的なモデルや ダスト吸収の経験的なパラメータと結びつけて考えられる。 ←星とダストその両方の量に関連した銀河の観測結果を説明するた めに。 resulting modelの銀河スペクトルはある特定の測光バンドにおけ る光度や、色、そして質量−光度の比を調べるために測光フィル ターでの観測も行われる。 恒星種族の他の性質についても計算することは可能 →IaやIIの超新星爆発や星の残骸やまき散らされたガスの質量、そし て電離された光子の光度など。 4.3 Stellar Population Synthesis Models 3段落目 「さまざまなstellar population synthesis models」 現在、遠方銀河のSEDにうまくfitさせるために、いくつかの異 なるstellar population synthesis modelが用いられている。 Bruzual&Charlotのモデルがもっとも広く用いられており、他 にも重要な理論的な成果が数多くある。 →PEGASE and Starburst99 modelやMaraston,Conroy,Gunn&White など。 これらは系統的な不確定性や、main sequenceの恒星進化の 様々な段階のの説明について異なるstellar population synthesis codeの違いといった点で、物議をかもしている。 4.3 Stellar Population Synthesis Models 4段落目 「TP-AGB」 熱的に脈動している漸近巨星分岐(TP-AGB)の扱いに注目が高まっている。 TP-AGB星はmain sequence上の小-中質量の赤色巨星である。これは 0.5-2.0Gyrの年齢の単純な恒星種族の近赤外線光度に重要な働きをもたらす。 Marastonが強調したように、年齢や近赤外における質量-光度の比、そしてそれに 対応して推定される恒星質量といった派生的な性質は、銀河中の、こういった星に 顕著に現れる進化状態中のTP-AGB星の処理の影響を受けやすい。 結果として、TP-AGBを正しく処理することがもっとも重要である恒星種族は過去に スターバーストがあった銀河であり、おおまかには一定の割合で星形成が進んでき た銀河では反対である。 図9で、MarastonのモデルはBruzual&Charlotのモデルよりも、ある特定の過去に スターバーストがあた銀河において、TP-AGBの星が~1Gyrの銀河光度にかなり多 くの影響を与えており、結果として系統的に低い恒星質量や年齢になる。 Conroy,Gunn&Whiteはある特定のTP-AGBの寄与の規定を用いるよりはむしろ、 TP-AGBの光度や有効温度を実際のデータによって規定される変数として、パラ メーター化した。 TP-AGBパラメーターの系統的な不確定性は従って、 恒星質量や過去の星形成 史のような他の派生的な性質の系統誤差に変換される。 最近では、Kriekが静止系で1,200-40,000Åにわたる混成のSEDをつくった。 ←NMBSのデータからとってきた0.7<z<2.0にある62の過去にスターバーストがあった 銀河を用いた。 Maraston(2006)の結果とは対照的にこの全体的なSEDはBruzul&Charlotモデ ルとよくフィットする。その一方で静止系で可視や近赤外の領域ではMarastonの モデルと同時にフィットするわけではない。(2005) KriekのSED-fittingの結果はMaraston(2005)モデルはTP-AGB段階に質量を与 えすぎていることを示唆している。 TP-AGB星の銀河の総スペクトルへの影響についてはまだ明らかに議論が収束し ていないのである。 4.3 Stellar Population Synthesis Models 5段落目 「IMF」 星のIMFの詳細な性質における不確定性もまた、光度と恒星 質量間の変換における系統的な不確定性として変換される。 典型的なhigh-z(宇宙年齢で数Gyr以下)で観測される恒星種 族の種類や、現在の観測で調べられている静止系でUVから 近赤外にいたる波長にとって、同じ星形成過程と0.1-100M. の質量幅のChabrierかSalpeterどちらかのIMFの仮定をもっ たモデルでは実質的に同一の色になることがわかっている。 しかし、ChanbrierのIMFを仮定したモデルは~1.8のファク ターで低い恒星質量と一致する。 両者のIMFはM>1M.においてべき乗関数で記述されるが、 ChabrierのIMFは1M.以下において対数正規分布に従い、 いわゆるcharacteristic massと呼ばれるところで逆転する。一 方でSalpeter IMFは0.1M.までずっとべき乗関数で増加を続 ける。 近傍とlow-zの宇宙における証拠により、ChabrierのIMFは小質量の 円盤銀河(速度分散はおよそ200km/s)における星のM/L比をもたら すことを示している。 ←この比は、光度と力学的質量の見積もりと一致している。 しかし、もっと大きな力学的質量をもった円盤銀河では、より急傾斜な IMFもしくはより高いダークマターによって特徴づけられる。 激しい環境もある。 →銀河中心や腕の部分のスターバーストが起こっている周りなど。これらの 場所では様々なIMFの直接的な証拠が報告されている。 high-zにおいては、z~0から0.8における円盤銀河のU-Vcolorと星のB バンドのM/L比の進化を同時に観測するようなより間接的な手法に基 づいて、van Dokkunは昔の円盤銀河の星のIMFはz~4における1M. 付近の領域においては、よりフラットな傾きをもっていると推定した。 その上、IMFが正規対数の一部で逆転するcharacteristic massは 2M.にシフトすると推定される。 z〜２で活発的に星形成を営んでいる銀河のSFRと恒星質量の比較に 基づいた、まったく独立な手法を用いて、Daveはこの赤方偏移でもっ と高いcharacteristic massを推定した。 characteristic massが高い方へシフトするということは、結果として、現 在のChabrier(2003)関数よりも底が軽いIMF、そして光から恒星質量 への変換factorがより低くなるということである。 対照的に、近年のvan Dokkum&Conroy(2010)は乙女座星雲にある 4つの円盤銀河のスペクトルを調べ、M<0.3M.の星をトレーサーとして 星の吸収強度の性質に基づき、これらの銀河の大質量星の星形成の 祖先のIMFは”bottom heavy”なIMFをもっており、0.1~1.0M.の間で はSalpeterのそれよりも急傾斜である。 4.3 Stellar Population Synthesis Models 6段落目 「low,high-zにおける IMF」 4.3 Stellar Population Synthesis Models 7段落目 「IMF variation」 Bastian,Covey&Meyer(2010)は、近傍宇宙とまだまだ多くの 部分で疑問が残っている宇宙論的距離がかなりある両方にお いて、IMFの変化の証拠を示している。 明らかに環境の関数としてIMFの変化の証拠を定量化もしく は除外してやるのはさらなる研究が必要である。 恒星進化において最も制約を受けない段階を明白にパラメー ター化したStellar population synthesis modelは、星のIMF の形式同様に、恒星種族のmodelingに関連した系統的な不 確定性をより正確に反映している恒星種族のパラメータに confidence intervalsをもたらす。 Stellar population synthesis modelingに関連する重要な不確定性 にもかかわらず、広い赤方偏移にわたって銀河の物理的性質を推定 するのにこのようなモデルが使われるのがスタンダードである。 近傍宇宙における105以上のSDSS銀河の例より、可視のブロードバン ドの測光での性質と分光の指標を組み合わせたものはモデル化され、 星形成史やダスト吸収、そして恒星質量を推定するために Bruzual&Charlotのpopulation synthesisの条件として用いられた。 よりhigh-zでは恒星種族のmodelingは一般的にブロードバンドの測光 によってのみ調整される。 ←S/N比が高い場合、静止系可視のスペクトルは星の吸収の特性や詳細 な連続的な形を測るには十分ではないのである。 z＞２では、stellar population synthesis modelingは静止系のSEDが バルマーや4,000Åのようなブレークの前後を含む波長で観測されて いるようなときにのみ、可能となる。 よって、静止系UVの可視での測光観測は少なくとも、静止系で可視の 範囲(例えば観測波長で近赤外)のデータと組み合わせたり、Spitzer/ IRACで静止系で近赤外を観測しているデータと組み合わせたりもする。 z＞２の恒星種族の初期のモデルは色々な人が挙げている。 Muzzinによるz〜２の恒星種族のモデルのかなり最近の例が図10に示 されている。 この調査はいろいろな波長での分光観測の結果が確実な銀河のSED のかなりしっかりしたサンプルに基づいており、Maraston(2005)、 Bruzual&Charlot(2003)などのパラメータと系統的に対照的である。 Stellar population syntesis modelは今ではhigh-zの銀河の物理特 性を引き出すのに日常的に用いられる。 このようなmodelingは銀河の星質量関数のような広範囲の分布の一 般的な元手である。(4.5節) 4.3 Stellar Population Synthesis Models 8段落目 「いろいろなzにおけるstellar population synthesis model」 high-zの銀河の恒星種族をmodelingするために、IMFと金属占有度のパラメータ は仮定された値を用いる。 また具体的には波長依存性のダスト吸収の式も仮定される。 星の形成史であるSFR(t)は一般的にeの指数上で減少するように SFR(t)=SFR0×exp(-t/τ)のかたちでパラメータ化される。 ←この場合τはeの肩をもっており、そしてtは星形成が始まった時からの時間であり、と もに制限をもたせるパラメータである。 ←このようにパラメータをとると、星形成率はSFR0に収束する。 SFRを時間の関数としてだけでなく、もっと複雑な関数も考えられてきた。 特にtwo-component modelという、古くて重い星から軽い星の比の要素と、星形 成を行っているより若い恒星種族の線形結合によって構成されているモデルがあ る。 ←どれだけ若い星の活発な星形成の明るさに隠された古い恒星種族の質量があるか の制限になった。 τとtに加え、high-zの銀河から一般的に引き出されるパラメータは、ダストの吸収度 を表すE(B-V)もしくはAv、現在のSFR、そして全体の恒星質量である。 stellar population synthesisの条件を考えると、恒星質量はもっとも良く制限を受 けているパラメータとして振る舞う。一方で、他のパラメーターは星形成史のその性 質から不確定性の影響をより受けやく、これは多波長での永久的な情報がないた めに制限をつけ難いのである。 最近では、Marastonはいわゆるinverted-τ model[時間に沿ってSFRが増加する SFR(t)=SFR0×exp(+t/τ)のように表されたモデル]は実際、吸収や静止系UVの データのみに基づいたSFRにとって、よい記述を与えてくれると主張している。 ←seminalytic modelから疑似high-zの銀河のSFRや恒星質量が求められるのと同様 である。 それに加えPapvichは、high-zの銀河のSFRと恒星質量の広範囲での関係が星の 形成史は高かったうだと示し、一定、もしくは減少するような形成史とは逆である。 high-z銀河における星形成史のもっともよいパラメーター化はまだ議論の余地があ るのである。 4.3 Stellar Population Synthesis Models 9段落目 「SFR関数の各パラメー ター」
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