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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. ・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。. 1. 要するに. 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。. ・ 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。). - PowerPoint PPT Presentation
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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