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 の銀河を解析すると、星形成の時間変化もわかる。（かもしれない。）

z ～ 1 の銀河に適している。SF

R de

nsity

z

SFR が z ～ 1 で急激に変化。

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.

・赤方偏移の情報：TEAM KECK TREASURY REDSHIFT SURVEY IN THE GOODS-N FIELD. 　

・解析ソフト：　 IRAF, GALFIT.

http://archive.stsci.edu/pub/hlsp/goods/v2/

http://tkserver.keck.hawaii.edu/tksurvey/data_access/map/tks_map.php

3.1 　どんな解析をしたか？

3. 　ピクセルごとの銀河の色を測定。

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 ）

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。

1. GOOD-N から、赤方偏移が既知の銀河を見つけ、切り出す。

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. 切り出した銀河の画像2. PSF3. σ ファイル4. フィッティング　パラメータの初期値を書いたファイル5. 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 = 0.10556200 pixel11 kpcDA = 380 kpcDL = 470 kpc（ i band ）

z = 0.25368200 pixel22 kpcDA = 780 kpcDL = 1200 kpc（ v band ）

z = 0.84705100 pixel22 kpcDA = 1500 kpcDL = 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

・ 最尤法

4

12

2

2

)(exp

2

1)](,,[

n n

nn

n C

Cc

CVBEZtL

Fitting の方法

nn CC , ： 測定値、誤差

nc ： 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