観測的宇宙論ゼミ on 22/Jan/2010 担当:中島

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観測的宇宙論ゼミ on 22/Jan/2010 担当:中島
( 2009, A&A, 498, 13 )
Abstract
• z=2.25のLAEの候補を探し、その性質を調べた。
• z~3からz~2にかけてLAEの性質に有意な進化が見られた。
(より様々なSED、AGNの割合、ダストの量など)
• z~2のLAEにはより高赤方偏移のLAEには見られない、赤いLAEが多く見つかった。
Introduction
• Lyman Alpha Emitter (LAE)
→ narrow band-broad bandのカラーで選択
• z~3、z~4.5、z~5.7、z~6.5のLAEについては
詳細に調べられている。
(夜光輝線、CCDの感度などによって制限)
→2<z<3のLAE探査は難しく、ほとんどされていない。
• 非常に遠方で見つかっているLAEを使ってサイエンス
をする以上、LAEという銀河をもっとしっかり理解する
必要がある。
→光度距離の短い、z<3でLAEを調べることが大事。
• z>3のLAEは、(小数の例外を除き)若く、青く、
コンパクトでダストがない、と考えられている。
→z<3のLAEはどのような性質を持っているのだろうか?
Observations
•
•
•
•
•
field : COSMOS (35 x 34 arcmin2)
telescope/instrument : MPG 2.2m telescope/Wide-Field Imager(WFI)
filter : N396(lambda_c=3963Å、FWHM=129Å ↔ z=2.206-2.312 )
EXPTIME : 27.7h (29 dithered images)
LIMITMAG : 25.3 AB (5sigma, 3” diameter aperture)
Dot : 5sigma detection
Selection of candidates
• NBで5sigmaの天体のみカタログに含めた
(21275objects、area~1014arcmin2)
• u*とBの等級からNBの波長でのcontinuumを
推定、NBのfluxと合わせてEWを求めた。
• EWrest>20Å、EWが2.3Σの信頼性で正しい
という条件下でLAEを選択。
→386 LAE candidates
→(likely,unlikely,rejected)=(187,61,138)
with error bar : LAE candidate
Green : GALEX-detected
65(=20x(1+2.25))Å
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• [OII]@[email protected]=1.56が偽物で混じっている可能性がある。
 [OII] : flatなスペクトルを仮定すると、[OII] emitterはGALEX(<~25.5)
で受かるはず。
→17天体が受かった。(LAEも含まれているはず)
 CIV : AGN光度関数から推定 → 2個くらい(i.e. 十分少ない)
→ 170個を含む”きれいな”LAEサンプルと、187個を含む”完全な”LAEサンプル
Red SED
Basic characteristics of LAEs
 Photometry
• u*,Bj,Vj,r+,i+,z+,Ksがavailable
• βの計算(cf. fλ(UV)∝λβ)
– βB-V = 4.456x(B-V)-2
– βΒ-r+ = 2.673x(B-r)-2
• -2<β<0がexpected range
→ 分散が大きく、赤いLAEもある
Vのfaint end
Black : LAE
Red : AGN
Blue SED
• 実際、V-i+のカラーで判断すると、
170個中118個のLAEがV-i+ > 0
• ほとんどがage=106-108yr
• ダストの量がさまざま
• 中にはSSPでは説明できないよう
な天体も
500Myrの意
Older
More
dusty
(1.0)
(0.0)
1Myr
• GALEXで受かっている、もしくは
すぐ隣に天体がいるようなLAEを
除いて、stacking
• total sampleはz~3より赤いSED
(全体の~2/3)
• blue sampleがz~3のSEDとconsistent
• V-Kのslopeがblue sampleは-0.37、
red sampleが1.24と、両者の性質は
まったく異なることが示唆
→「LAEは青い」という“classical”な考え
と反する、とても赤いLAEもz~2には
存在
→Spitzerのデータと組み合わせて、
より詳細に調べる(2本目の論文)
Tracks of SSP
(B&C model 2003)
Black* : Total sample (stacked with all ; 144)
Red * : Red sample (stacked with V-i+ > 0 ; 96)
Blue* : Blue sample (stacked with V-i+ < 0 ; 48)
Red ◇ :
(stacked with K-detected ; 12)
Black line : best-fit SED of z~3 LAE (Gawiser+07)
Green line : best-fit SED of z~3 LAE (Nilsson+07)
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 AGN contribution
• 少なくとも~5%
 Surface density
• completeな値を得るため、GALEX-detected も含める
• S/Nが良く、明るい星の影響もない優れた領域のみを用いる
→ ~288arcmin2 (28%)に54candidatesが存在。
→ surface density = 0.19arcmin-2Δz-1 (1.91arcmin-2z-1)
→ volume density = 0.00062Mpc-3
→ z=2.4,2.7,3の結果より若干小さい値だが、consistentだと言える
 Sizes
• SExtractor/FLUX_RADIUSでFWHMを測定
• Lyα blobs(LAB; radius>~15kpc)の候補が2個
→ broad bandでも広がっており、ただの広がっ
たLAEの可能性。(LABは見つからなかった)
→ number densityが比較的小さかったこと、
LABは込みあった領域に多く見つかることか
[email protected]=2.25はunder-dense
 SFR
•
FWHM from r+
FWHM from NB
→
• 右図から、この比のメディアンが1.8と大きめ
→ UVのSFRのconversion factorの不定性かも
 Equivalent width distribution
• z>4ではEW>240Åを超すようなLAEが
予想され、実際に観測されている
(Pop .III starsのしるし?)
→ 6個のLAEがEW>240Å (~4%)
•
の関数形でヒストグラムをfit
(w0がEW分布の典型的な指標)
→赤いLAEの方がEWの分布が狭い
(よりdustyな証拠か)
• z=3.1ではw0=76Å(Gronwall+07)
→ これはz=2-3の時間による進化では
説明できない。
→ z~2の方がz~3に比べてよりdusty
Black line : Total sample (144)
Red line : Red sample (96)
Blue line : Blue sample (48)
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( 2009, A&A, 508, L21 )
Abstract
• LAEとして選択された天体のうち、どれくらいの割合がULIRGに相当するのか調べた
• z=0.3と2.3のLAEのサンプルのSpitzerのデータを用い、ULIRGの割合を調べたところ、
z>3ではわずかであったULIRGの割合が、z~2.5から有意に増えることがわかった
Introduction
• Lyα輝線はダストによって簡単に散乱・吸収されてしまう
→ dustyな銀河からLyα輝線が観測されることは通常は考えられない。
→ 特別なgeometry(Neufeld 1991)や
ダストとガスの比が局所的に強い(Hansen & Oh 06)
→ 特別な存在かどうか、その割合を調べてみる必要がある。
Data
• z=2.3 sample (z23; Nilsson+09; 1本目の論文)
• z=0.3 sample (z03; Deharveng+08)
– ECDF-SとELAIS-S (~5x105 Mpc3)
– GALEXの分光サーベイモードで探査
• Spitzerの8um、24umがz03、z23の静止系
~7umに相当
→ IRの光度やSFRを推定
unclassifiedの意
(by Cowie+09)
Number of
All
[AGN+?]
Detected at
8/24um [AGN+?]
z03
31[1+11]
24 [1+6]
z23
187[27]
25 [16]
Infrared properties of Lyα emitters
•
を用いて赤外光度を推定
(Chary & Elbaz 2001)
Number
of
Normal LAEs
[AGN]
LIRGs [AGN]
ULIRGS [AGN]
z03
8[2]
7[1]
2[4]
z23
0[0]
0[0]
9[16]
•
• z23の24umの検出限界がlogLIR=12.4Lsun
なので、24umで受かれば自動的にULIRGs
Hatched area : LAE galaxies
Open area : AGN or unclassified objects
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• 横軸にLIR、縦軸にLLyα
• z23は両者の光度に一定の比が見られる
(best fitが~0.02%)]
• z03はLLyαがLIRによらず一定値をとる
→ LIR and/or LLyαが低いところでは、それらを
支配する仕組みが異なることを示唆?
• 未分類の天体(右図の青い星)も銀河
(黒い星)と同じ領域に存在
→ 以下ではこれらも銀河として扱う
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star : z03 sources
circle : z23 sources
triangle : shallow MIPS data
Black : galaxies
Blue : unclassified LAEs
•
0.05% 0.02% 0.005%
などを使ってSFRを求める。
• Lyαの光度からもSFRを求める(前述)
• SFRLyα/SFRbolがLyαのescape fractionに相当
(右図参照)
– z23のescape fraction ~0.4%
– z03はescape fraction ~1-100%
と幅広い
• z23のnon-AGN9天体のうち、5天体はSFR
が十分大きく、chandaのX線image
(logLX>43.3erg/s)で受かるはず
→ ダストによってX線が吸収されている
ULIRG fraction and redshift evolution
EW0=20Å 100Å
cf. SFRX = 2x10-40L0.5-2keV
( by Ranalii+03 )
• z~3.1
– Vega+08のULIRG template SEDsより、
R-ch4[8.0]>2.5
ch1[3.6]-ch4>2
を満たせばULIRGsとみなす。
– Nilsson+07 : 1/24
– Lai+08 : 0/162
→ fraction=1/186(~0.5%)
• z~2.3
– Colbert+06 : 3/22 (~14%)
– Nilsson+09(z23) : 7/50 (~14%)
• z=0.3
– Deharveng+08(z03) : 6/30(~20%)
unclassifiedも含めた
Lower limit. MIPSのデータがULIRGsを全て網羅
するほど深くなかった
400Å
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• データ数が少ないので何とも言えないが、
という関数形でうまくfitできることがわかる。
– UF0 :present-day UF(0.20)
– θ : steepness of the transition(2.28)
– ztr : transition redshift(2.52)
→ z~2.5を境にULIRGsの割合が急に高くなる
Conclusion
• z<~3では、LAEの中にULIRGsが存在することがわかった
– dustの重要性を考慮する必要
• z>3から現在にかけ、ULIRGsの割合は急激に進化している
– selectionを変えても割合は大きく変わらず、求められた結果はrobust
– z~3ではLAEはblue/young/dust-free ↔ z<~2ではred/dustyも有意に存在
•特に、2<z<3の間に大きく進化している可能性がある
– クェーサー個数密度が進化する時代と一致、何らかの関連があるかも
• おまけ:z=2.3のULIRGsの色々な値を載せた表