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Spiral銀河における
星形成史について
前林・平社・清水
1. 要するに
・渦巻き銀河の色を測定。(前林)
・モデルで色を計算。(平社)
・二色図上で両者を比較。(清水)
観測に最も合うモデルから、年齢、星形
成史などを推定。
2. テーマ設定の背景
・銀河の構造について知りたい。
・渦巻銀河内の星形成に注目。
・HSTは、遠方の銀河も分解できる。
各部分の星形成( = 構造)
・今回用いた手法
z~1の銀河に適している。
SFR density
・z~1 の銀河を解析すると、星形成の時間変化
もわかる。(かもしれない。)
SFRがz ~ 1で急激に変化。
z
Bell 2004
3. 渦巻き銀河の色を測定
・使ったデータ画像:
GOODS Version 2.0 HST ACS Imaging Data.
http://archive.stsci.edu/pub/hlsp/goods/v2/
・解析ソフト: IRAF, GALFIT.
・赤方偏移の情報:
TEAM KECK TREASURY REDSHIFT SURVEY
IN THE GOODS-N FIELD.
http://tkserver.keck.hawaii.edu/tksurvey/data_access/map/tks_map.php
3.1 どんな解析をしたか?
1. GOOD-Nから、赤方偏移が既知の銀河を見つ
け、切り出す。
2. 渦巻銀河をバルジ成分とディスク成分に
分解し、各々の色を測定。(GALFIT)
3. ピクセルごとの銀河の色を測定。
二色図上に、銀河の各部分の色を
プロットするためのデータ。
3.2 基本的な知識
・バルジとディスクの光度プロファイル。
ディスク: exponential profile.
バルジ: de Vaucouleurs profile.
・等級について
等級は、AB等級で計算。
3.3 バルジとディスクの等級
GALFITに以下のファイルを渡す。
1.
2.
3.
4.
5.
切り出した銀河の画像
PSF
σファイル
フィッティング パラメータの初期値を書いたファイル
パラメータの制限を書いたファイル
元の画像+フィットした画像+引いた画像
B
V
I
Z
z = 0.10556
200 pixel
11 kpc
DA = 380 kpc
DL = 470 kpc
(i band)
z = 0.25368
200 pixel
22 kpc
DA = 780 kpc
DL = 1200 kpc
(v band)
z = 0.84705
100 pixel
22 kpc
DA = 1500 kpc
DL = 5200 kpc
(z band)
3.4 ピクセル毎の銀河の色
各ピクセル毎の等級
各ピクセル毎の色
z = 0.10556
B-V
z = 0.10556
V-I
z = 0.10556
I-Z
z = 0.27746
B-V
z = 0.27746
V-I
z = 0.27746
I-Z
z = 0.56026
B-V
z = 0.56026
V-I
z = 0.56026
I-Z
GALAXEVによる銀河スペクトルのモデル化
・種族合成モデルを用いて渦巻き銀河が持つカ
ラー進化を表し銀河の年齢などの情報を引き
出す
・計算にはGALAXEVを用いた
・等級はAB等級とし使用したフィルタは
HST/ACS F435W、F606W、F775W、
F850lpである
種族合成モデル
・銀河の持つスペクトルは個々の星のスペクト
ルの足し合わせ
・簡単なモデルでも観測結果と符合する
・今回のモデル計算では重元素量を太陽と同じ
に仮定
年齢決定に大きく前進
目標
モデルと観測との比較により以下のパラメータを決定
可能
:星形成の活発さの指標。
:ダスト(星間物質)が持つ光学的厚み
Z:重元素量
今回は固定
age:銀河形成からの経過時間
カラーを記述するファクター(1)初
期質量関数(IMF)
:質量m~m+dm
にある星の個数。
1
に規格化
サルピーターIMFは観測
とよい一致
カラーを記述するファクター(2)星
形成効率(SFR)
スタンダードモデルを使用。
は単位時
間あたりに星形成に使われる質量
:典型的な星形成の時間。
カラーを記述するファクター(3)ダ
ストによる減光
・波長の短い光子はより多く吸収され(パワー
ローで簡単化)、若い星は周囲の水素ガスを
電離
・モデル計算には
の形で挿入
ダストを記述する式
・星間物質とHⅡ領域からなるダストモデル
t<
=
t>
=0.3、m=0.7がMWなどの観測と合う
カラーを記述する式
銀河が放つフラックスには過去の星形成の情
報が含まれる
重元素量、時間の関数
フィルタ関数を乗じてバンドフラックスとする
ダストの違いによるカラーのz依存性
・始点がずれているのはダスト減光からくる赤化の影響
・時間の経過で赤い星の分布が多くなりダスト減光は効かなく
なる
Zの違いとカラーの
依存性
・星形成が盛んだとカラー進化のスピードが鈍る
・赤方偏移が大きいと が決まれば年齢決定が易しくなりそう
である
推測
・z=2から5Gyr経過すると大体z=1~0.5に相当
カラートラック上で著しい進化を
するので年齢を決めやすい
z=1近辺で年代決定に有利
Fittingの方法
・ 最尤法
4
L[t ,  Z , E ( B  V )]  
n 1
2

( cn  C n ) 
1
exp

2
2Cn 
2 Cn

Cn , Cn  : 測定値、誤差
cn
: 理論値
最大になるところがbest fit。
結果 (1)
結果 (2) : age
bulgeの方がdiskより年老いている。
結果 (3) : τ
bulgeの方がdiskより値が小さい。つまり、bulgeの方が
星形成のタイムスケールが短い。
結果 (4) : dust
dustはbulgeとdiskで違いが見られなかった。
結果 (5) : SFR
bulgeよりdiskの方が星形成が活発。
問題点
・ z依存性
今回の用いたHSTのBバンドのデータは、z
が増えると、カウント値がかなり小さくなって
いった。
・ 金属量
今回はsolor-metallicityだけ考えたが、いろ
いろなmetallicityを考える必要がある。
・ 質量
質量光度比を定数と仮定すると、~1012M☉と
なり、典型的な銀河の質量になるが、質量光度
比が定数とは限らない。
参考文献
・ Abraham R.G., Ellis R.S., Fabian A.C., Tanvir N.R. and
Glazebrook K., 1999, MNRAS, 303, p.641-658
・ Bruzual A., G., Charlot, S., 2003, MNRAS, in press
・ Charlot, S., Fall, S. M., 2000, ApJ, 539, 718
・ Fukugita, M., Ichikawa, T., Gunn, J. E., Doi, M.,
Shimasaku, K., Schneider, D.P. 1996, AJ, 111,1748
・ Schneider P., 2006, Extragalactic Astronomy and
Cosmology, Springer