UV slope β review山田研　M２　山中 郷史

WHAT is β ？・Calzetti et al.(1994)で最初に提案されたパラメータ・静止系紫外線波長域にて、夜光輝線や天体の特徴的な輝線＆吸収線を避けた　部分を以下のように近似できる

Definition of UV slope β

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・近傍の Starburst 銀河についても研究が盛んに行われている　　→ 中でも Meurer et al.(1999) によって見つかった経験則的な以下の関係式は

　　　 ダストを見積もる際に近傍・遠方で広く使われる

A1600 = 4.43 + 1.99�

WHAT is β ？・典型的な星形成銀河は β = -2 となる　　→ active star forming , age ~ 100Myr , metallicity ~ solar , dust ~ 0

Definition of UV slope β

・Flux を単位振動数あたりで表すと β = -2 のスペクトルは flat になる

β ~ -3 の天体を探すことは 非常に若い metal-free な天体？

β determinationSED fitting

power-law fitting

single color

β = 4.43( J - H ) - 2 のような color から求める方法

BC03などのSEDテンプレートでfittingして求める

fλ ∝λβの関係式を直接測光データに適用してβを求める

Source selectionスペクトル中に現れる ”Break” をとらえる方法Redshift した Lyα よりも短波長側の光がIGMに吸収されることで生じる。

利点：Break が起きている前後の測光データがあれば Redshiftを決定できる

欠点：決定される Redshift に幅が生じる（z～4 → z=3.5-4.5）

Lyman Break method (LBG selection)

Bouwens+09

Source selection複数の測光データから SED fitting を行って Redshift を求める本質的には Break をとらえるのと一緒

利点：Break の位置まで決定するため Redshift が誤差付きで１つに決まる

欠点：精度を上げるためには広い波長域をカバーする測光データが必要

Photometric Redshift (Photo-z)

primarily と secondarily の確率の差が十分大きい

= CLEAR

Finkelstein+10

Bouwens+12

Observation areaGOODS-S領域

論文ごとに微妙にreleaseが

異なるっぽいが、基本的に

は全て同じ領域

HUDF09&09-1&09-2CANDELS DeepCANDELS WideERS

Observation areaGOODS-S領域

論文ごとに微妙にreleaseが

異なるっぽいが、基本的に

は全て同じ領域

HUDF09&09-1&09-2CANDELS DeepCANDELS WideERS

ResultBouwens et al.(2009 & 2010)

・z~2-7の天体について包括的にβの分布を求めた・β - MUV , β - Redshift に明確な相関

Source selection：LBG selection

β determination：single color

ResultBouwens et al.(2009 & 2010)

・z~2-6の天体について包括的にβの分布を求めた・β - MUV , β - Redshift に明確な相関

High-z ほど β は 低い/青い値を示す

暗い天体 ほど β は 低い/青い値を示す

Source selection：LBG selection

β determination：single color

ResultDunlop et al.(2012a)

・z~5-7の天体について新しいWFC3/IRのデータからβの分布を求めた・測光誤差(測光限界)による重大なバイアスについて定量化・β - MUV に相関はない？

Source selection：Photo-z

β determination：single color

HUDF HUDF09-2 ERS

Faint側にUNCLEARな天体が多い ＝ 誤差のため明確な Break を観測できていない

ResultDunlop et al.(2012a)

・z~5-7の天体について新しいWFC3/IRのデータからβの分布を求めた・測光誤差(測光限界)による重大なバイアスについて定量化・β - MUV , β - Redshift に相関はない？

Source selection：Photo-z

β determination：single color

Robust object

Refined object

平均

ResultDunlop et al.(2012a)

・β ~ -2 , -2.5 @z~7 の人工的な天体を用意

・実際のデータ上に天体を置く→回収→測光してβを求める

・暗い天体は測光誤差により β が低い/青い側へ強くバイアス

Source selection：Photo-z

β determination：single color

実際のデータ

平均

今回の結果とは一致しない

※ただしBouwens+10

などとは似た傾向

brightest bin はinput の値を示す

ResultDunlop et al.(2012a)

・quality control を行ったため結果が一致しない

・refined object に絞れば、シミュレーションと観測結果が良い一致

Source selection：Photo-z

β determination：single color

・Random noise によってJ125光度が　明るく見えている　　→ “Flux-boosting”

　　→ β = 4.43 (J125 - H160) - 2 を使ってβを決定　　　しているため、βへの影響が大きい

The origin of β bias

・J125のinputに対してoutputがどれくらい　明るくなったか確認　　→ 明るい方、青い方へ大きくバイアス

　　→ 赤い天体はselectionで切り捨てられる

ResultDunlop et al.(2012a)

・今回の結果は Bouwens+09 , 10 の結果を完全否定するわけではない　　→ bright end に関しては妥当

１、z>5ではβ-MUV相関がなく、β~-2 で平坦

　　＝ 一般的な stellar population ＋ ダスト量がほぼ０

２、z>5でもβ-MUV相関があり、redshiftごとに一定 or 別々の傾きを持つ　　＝ PopⅢ のような若くて metallicity が極端に低い population

Comparison with previous works

これまでの先行研究を加味して予想されるシナリオは以下の二つ

・z~2.5 → z~4 → z~5-7 とRedshiftごとにβの値が青くなることは妥当

　　→ これは銀河内のダスト量が減少することで起こる

ResultDunlop et al.(2012a)

ResultBouwens et al.(2012) Source selection：LBG selection

β determination：power-law

・z~4-7の天体についてバイアスに注意してβの分布を求めた・CANDELS Wide & HUDF を利用して深さと広さを両立・β - MUV , β - Redshift に相関あり

ResultBouwens et al.(2012)

・βはhigh-z ほど低い/青い値でかつβの傾きは全Redshiftで一定？・Finlator+11 のシミュレーションによって支持

Source selection：LBG selection

β determination：power-law

ResultBouwens et al.(2012)

・Meurer+99 relation を利用してA1500を見積もる・faint and/or high-z object ほどダスト量は減少・star-forming sequence はダスト生成に関連して生じている

Source selection：LBG selection

β determination：power-law

ResultFinkelstein et al.(2012)

・SED fitting と power-law と single-color の妥当性を検証・SED fitting が一番バイアスが低く正確に求められる

Source selection：Photo-z

β determination：SED fitting

ResultFinkelstein et al.(2012)

・CANDELS+HUDF データを SED fitting から β を決定・β - Redshift relation は見える。 β - MUV relation は見られない…？

Source selection：Photo-z

β determination：SED fitting

ResultFinkelstein et al.(2012)

・β - Mstellar に強い相関が見える？・low mass object には β - Redshift に強い相関があり、high mass には見えない

Source selection：Photo-z

β determination：SED fitting

ResultDunlop et al.(2012b) Source selection：Photo-z

β determination：single-color

・HUDF12の深いデータからz~7-9の天体についてβの分布を求めた・非常に暗い MUV ~ -17 付近までを見ている・β - MUV , β - Redshift に明確な相関は見られない

Dunlop et al.(2012b)Result from power-law & simulation

z~7

z~8

・上段はALL-sample、下段はROBUST-source

・赤線はβ=-2の天体に対する再現シミュレーション・灰色のヒストグラムはpower-law法による観測結果

(・∀・)o０(ただしselectionの際J140で切っているためALLも本質的にはROBUST)

・bright end では2つの結果は良い一致・faint end でも平均値は誤差の範囲内であり良い一致

全体的には

Dunlop et al.(2012b)

Dunlop et al.(2012b)

・平均値はどの redshift , 光度でも一定となり single color の　結果を支持・faint end では個々の銀河のバラつきが大きくなる　→限界等級に近づくことで、測光誤差が効いてくるため

power-law result に着目

・ALL , ROBUSTでは分布が変わらない・平均値はβ~-2に近いことからバイアスは小さいと考えられる　＝銀河固有の性質を見れている

再現シミュレーション に着目

Dunlop et al.(2012b)

ResultRogers et al.(2013)

・βの決定方法と天体の選出方法の妥当性を調べた・最も適したβ決定方法は Break を加味したの power-law

・天体選出方法は Photo-z Robust は青側へ強いバイアス

ResultRogers et al.(2013)

・HUDF12で新たに使用可能となったJ140を用いた場合を比較・最も妥当な方法を用いて再現シミュレーション・Dunlop+12b の分布がシミュレーションの結果を良く反映している

SummaryROBUST results・z~2.5→z~4→z~5-7でのβの進化は妥当

　　→ 銀河内のダスト生成の進行具合に依存・測光誤差により限界等級付近の天体は flux-boosting が生じる・Redshift の信頼度が高いものだけを集めると強いバイアス・Break を考慮した power-law method が最も妥当な方法　　→ 精度の高い Photo-z が必要となる

・β ~ -3 に達するほどの天体はなく、PopⅢへの制限はなし　　→ high-z ほど 若い or 金属量少なめ な天体が占める

SummaryUNCLEAR results・ z~5-7 内での β の進化は未だに不明瞭　　→ ただし、互いの研究から得られたβの値自体は誤差の範囲内

・β - MUV の相関も不明瞭

Future work・非常に暗い and/or High Redshift まで観測範囲を　広げる　　→ JWST に期待

・GOODS-S 以外の領域へ解析の範囲を広げる