High-z DLA銀河の直接検出 DLA

2007.11. 箱根、QSO
吸収線研究の展望
箱根、QSO吸収線研究の展望
High-z DLA銀河の直接検出
柏川伸成
(国立天文台)
DLA
DLA
Peroux+ 05
DLA --- N(HI)>2x1020cm-2 .
QSO吸収線系の中で最もHIガスの
柱密度が大きい。
中性水素reservoirsとしてのDLAに
どうやって”火”が点くのか？
銀河がどのように金属汚染を引き起
こすのか、銀河風or輻射フィードバッ
クがどの程度効果的なのか？
→ DLAに対応する銀河を探そう。
Review: Pettini astro-ph/0303272
Wolfe+ 2005
宇宙バリオン密度の進化
QSOabs.（HI）
銀河（星）
1
Low-z DLA銀河の直接検出
DLAの直接撮像（DLAに対応する銀河を輝線・連続光として検出す
ること）は非常に難しい。明るいQSOのLOSからの距離が約
1arcsecと非常に近くに存在し、しかも断然暗い。
low-z (z<1)では”DLA銀河”が14例見つかっている（Rao+ 03,
Chen&Lanzetta 03, Lacy+ 03, Chen+ 05）。
•
HI量やkinematicsから
今日のspiralに対応す
ると考えられていたが、
直接撮像をしてみると、
普通のspiral、dwarf銀
河などを含む様々な銀
河が対応する。
→ Minowa’s Talk
Chen 04
z<0.65のDLA
直接撮像の例
High-z DLA銀河の直接検出
Weatherley+ 05
z>2で直接検出（z_abs~z_Q系を除く）に成功した例は
わずかに5(3)例。（z>3では2(1)例）
NKの個人的なDLA銀河探査開始の動機
なぜLAEばかりなのか？LBG(輝線なし)ではないのか。
4m望遠鏡でのLAE発見失敗の歴史と似ている。8m級でブレイク
スルーの可能性あり。
2
DLA直接検出の例１
Q2233+131
DLA銀河初検出
z_abs=3.150, z_Q=3.295
F_Lya=6.4-17erg/cm^2/s
R=24.8
b=17.2kpc
Djorgovski+ 96
DLA直接検出の例１
Q2233+131
PMAS(IFU, Calar Alto)
LAEではなくLAB(LyA blob)?
Extension 23x38kpc
1e-17erg/cm^2/s/A (3σ)
rotationはない
Outflow?
Christensen+ 04
3
DLA直接検出の例2
Q2206-1958
NICMOS+Spec.
z_abs=1.923, z_Q=3.559
F_Lya=2.6-16erg/cm^2/s
V=24.7
b=5.8kpc
Moller+ 02
DLA直接検出の例3
PKS0458-02
Spec.
z_abs=2.040, z_Q=2.286
F_Lya=5.4-17erg/cm^2/s
V=--b=2.5kpc
Moller+ 04
4
DLA直接検出の例4
Christensen+ 07
新たに6個DLA銀河発見？
これまで確認されていたDLAに比べてline fluxやline widthは同
程度。
impact parameter=b∼10kpc, bが大きくなるほどN(HI)は小さく
なる。→ DLAはproto-galaxyのoutskirtsを見てる？
bの進化、bとmetallicityの相関なし。さまざまなSFRHが？
High-z(z>3)銀河 LBG＆LAE
LBG(Lyman Break galaxy) z>3の典型的な星生成銀河
LAE(Lyman Alpha Emitter) LBGのうちLyα輝線を持つもの
5
LBG/LAEの違いについて
Stellar mass
LBG: > 1010Mʘ (Shapley+ 01),
LAE: 5 x 108Mʘ (z=3.1 Gawiser+ 06), a few x 108Mʘ (z=4.1:
Overzier+ 06), 5-10 x 108Mʘ (z=7: Egami+ 05)
Age
LBG: > 109yr (Shapley+ 01),
LAE: ∼108yr (Gawiser+ 06),
Av
LBG: <1
LAE: <0.1
⇒ LBGに比べてLAEは若くて星も少ない。
Dark halo mass
LBG: 1011-12Mʘ (NK+ 06, Ouchi+ 04)
LAE: 1011-12Mʘ??? (Hamana+ 05), ただし不定性大きい。
LBG-LAE evolutionary connection
Shapley’s conjecture (2001)
Bimodal age distribution in LAE?
DLA ?
young LAE
LAE
LBG
old LAE
LAE
LBG
活発な星形成
metal/dustの生成
銀河風
Dust減少
HIガスはいつなくなるのか？
6
DLA-LAE-LBG
LBG=selected by luminosity/color
DLA=selected by column density
DLA
LAE
DLA
High-z object
LBG
格差婚LBG
sub-DLA
DLA
sub-DLA
LAE
DLA
LBG
DLA
sub-DLA
DLAとLBGの関係
LBG=光度、色で選択 DLA=中性水素ガスの量で選択
いづれもhigh-z obj.
DLA = LBG
LBGをHI柱密度で選択するとDLAになる
(Moller+ 02)
DLAに対応する銀河が輝線で受かっている３
例で特徴(大きさ、色、形態、Lyα-EWなど)を調べ
ると、すべてLBGの持つ範囲内。
DLA != LBG
全く異なる種族 (Mo,Mao,&White 99)
理論的には同じz、同じmassでも、DLAは
LBGに比べサイズも角運動量も大きくて金属量が
小さな種族と考えたほうがよい
DLA > LBG
LBGの外側がDLA (Wolfe+ 05)
7
DLAとLBGの関係
The measured emission properties of any DLA galaxy must fall
within the range of emission properties for LBGs of the same
absolute magnitude (Moller+ 02)
half-light radius, Sersic n-parameter, color, morphology,
LyA-EW, LyA-velocityどれを取ってもLBGとconsistent
ただしDLAサンプル3個
OIII propertiesもだいたい同じ。(Weatherley+ 05)
○ LBG
● DLA
DLAとLBGの関係
DLA-LBG 相互相関関数の強度はLBGの自己相関関数とほぼ同じ
1.3<b_DLA<4, 10^9<M_LBG<10^12 → LBGとほぼ同じ。
シミュレーション結果とも合致。(Bouche+ 05)
No correlation (Gawiser+ 01, Adelberger+ 03)
Cooke+ 06
HI
DLA
LBG auto
LBG
DLA-LBG cross
8
DLA直接検出の手法
直接検出の難しさは1) faint emission 2) small impact parameter
small-b sensitivity follow-up comments
NB撮像
△
△
×
NHIが大きいほど、filter-FWHMが
小さいほど有効。zが限られる。
AO撮像
○
△
×
z<2.3でHa, NGAOは限界か。
LGAOに期待。OII/OIII？
スリット分光
△
○
○
場所がわからないのでtimeconsuming。
３D分光
△
○
○
8m望遠鏡で誰もやっていない。。。
将来的には地上大型望遠鏡の3D分光 or LGAOが有望か？
すばるで今やるには可視NBしかない。
すばるにおける直接検出の試み
FOCASによる可視BB/NB撮像＋Spec
Faint emission from heavy absorber
NHIの大きいものから
SDSS-DR3 (Prochaska+ 05)
FOCASのFWHMの狭いNBを使う。
LBG検出もめざしてBBも3色で
Touch & Go 方式
Faint emission from
N502
Nagamine+ 07
9
見よ！この輝かしい敗戦歴
--- 勝ち ---負け ---？
J031036.84+005521.7
Significantly reduced
bg-QSO light
NB
V
J031036.84+005521.7
N_HI=20.2 (subDLA)
z_abs=3.114, z_Q=3.782
Apparent excess in NB, no continuum flux
Large b=28kpc
→ Another example of LAE=DLA ???
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J031036.84+005521.7
Significantly reduced
bg-QSO light
NB
V
J031036.84+005521.7
N_HI=20.2 (subDLA)
z_abs=3.114, z_Q=3.782
Galaxy
28kpc
Apparent excess in NB, no continuum flux
Large b=28kpc
DLA
→ Another example of LAE=DLA
???
QSO
DLA銀河は永遠に直接検出できない？
DLA
DLA
銀河
Chen+ 04: low-z
QSO
銀河
Chrsitensen+ 07: high-z
11
J001240.57+135236.7
V
Elliptical galaxy @z=0.398 !!
B
J001240.57+135236.7
N_HI=20.55
z_abs=3.022, z_Q=3.187
Very red in (B-V), no excess in NB
→ The first discovery of LBG=DLA example ???
怪しい候補
J162626.50+275132.4
N_HI=21.35
z_abs=4.312
z_Q=5.275
excess in NB?
NB
R
J224147.76+135202.7
N_HI=21.15
z_abs=4.283
z_Q=4.448
excess in NB?
NB
R
12
Q2233+131
NB
V
Q2233+131
既にDLA銀河が検出されているものについて試みにNB撮像して
みた。
sensitivityは1E-18 erg/s/A/cm^2(3.5hrs) << Christensen’s
Cristensen+ (04)の言うように広がった構造はない？
ではどのようなDLAを狙うべきか？
sub-DLA
確定されたDLA銀河4つのうち2個はsub-DLA
ChrsitensenのDLA銀河候補6つのうち4つはsub-DLA
SubaruではDLA14個中0個検出、sub-DLA10個中2個検出。
DLAがある程度星形成したものがsub-DLA? or
sub-DLAクラスでないとLAEにならない or sub-DLAはbが大きい？
metal-rich DLA
Metal-richなDLAはある程度星形成が進んだ大きな証拠。
Metallicityがきちんと測定されたDLAは少ない。
あまりにmetal richだとdustも多くてLyAが出にくい。
Moller+ 04
Christensen+ 07
Charlot &Fall 93
LAEのEW-M関係
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Summary
High-z DLA銀河の直接検出は銀河の初期星形成過程を探る
上でも、フィードバック効果を探る上でも重要。
emissionで検出されるhigh-z種族LBG/LAEとの関係を考える
にはまだまだサンプルが少ない。
今後の系統的な検出観測が必要。
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