観測的宇宙論ゼミ 2006/11/24 吉田

1. 観測的宇宙論ゼミ　2006/11/24 吉田 The Stellar Masses and Star Formation Histories of Galaxies at z ～ 6: Constraints from Spitzer Observations in the GOODS Yan et al. 2006, ApJ, 651, 24 Abstract Using the deep Spitzer IRAC observations of the GOODS, we study the stellar masses and star formation histories of galaxies at z~6 based on the i775-band dropout sample selected from the GOODS fields. In total, we derive stellar masses for 53 i775-band dropouts that have robust IRAC detections. These galaxies have typical stellar masses of ~10^10 Msolar and typical ages of a couple of hundred million years, consistent with earlier results based on a smaller sample of z~6 galaxies. The existence of such massive galaxies at z~6 can be explained by at least one set of N-body simulations of the hierarchical paradigm. We also study 79 i775-band dropouts that are invisible in the IRAC data and find that they are typically less massive by a factor of 10. These galaxies are much bluer than those detected by the IRAC, indicating that their luminosities are dominated by stellar populations with ages <~40 Myr. Based on our mass estimates, we derive a lower limit to the global stellar mass density at z~6, which is 1.1-6.7×106 Msolar Mpc-3. The prospect of detecting the progenitors of the most massive galaxies at yet higher redshifts is explored. We also investigate the implication of our results for reionization and find that the progenitors of the galaxies comparable to those in our sample,even in the most optimized (probably unrealistic) scenario, cannot sustain the reionization for a period longer than ~2 Myr. Thus most of the photons required for reionization must have been provided by other sources, such as the progenitors of the dwarf galaxies that are far below our current detection capability. GOODS-N, S 領域における深い Spitzer/IRAC データを使って、z ～ 6 の銀河の stellar massesと star formation historiesを調べた 得られた結果に基づいた考察 ・ N体シミュレーションとの比較 ・ global stellar mass density の下限値の測定 ・ 宇宙再電離に関する示唆

2. 1. Introduction ○ Spitzer Space Telescope / Infrared Array Camera (IRAC) 3.6 μm, 4.5 μm で高い感度をもつ ・ dust extinction の影響が小さい ・ stellar mass に寄与する寿命の長い星により sensitive IRAC での観測によって非常に光赤方偏移の銀河の stellar population に関する情報 (年齢, stellar mass etc.) を初めて得られるようになった ○ IRAC を使った z ～ 5, 6 のこのような研究 ・ Egami et al. (2005) ：1 銀河 at z ～ 6.7 ・ Eyles et al. (2005) ：2 銀河 at z ～ 6 ・ Yan et al. (2005) ：3 銀河 at z ～ 6, 11 銀河 at z ～ 5 ・ Chary, Stern & Eisenhardt (2005) ：1 銀河 at z = 6.56 ・ Mobasher et al. (2005) ：1 銀河 at z ～ 6.5 数が少なく狭い領域に限られている ○ この論文では GOODS 領域 2 つを使う より多くの銀河について調べ cosmic variance の影響の少ない結果を得る

3. 2. Galaxy Candidates at z ～ 6 in the GOODS Fields ○ z ～ 6 銀河候補 GOODS の 2 つの領域 (HDF-N, CDF-S) で選ばれた i775 – dropout 銀河 ○ i775 – dropout 銀河の選択 5.5 < z < 6.5 ・ z850で S/N > 5 ・ (i775 - z850 ) > 1.3 mag ・ V606 , B435 で S/N < 2 ○ i775 – dropout 銀河の個数 266 個 (HDF-N 124 個, CDF-S 142 個) このうち、5 組のペアの距離は IRAC の分解能より小さいのでそれらは 1 個とみなす 261 個 (HDF-N 122 個, CDF-S 139 個) contamination を除去 (次章) 250 個 (HDF-N 117 個, CDF-S 133 個)

4. 3. IRAC detections of z ～ 6 Galaxy Candidates ○ 視野：各領域 10’ × 16’　計 ～ 330 arcmin^2 ○ 検出銀河 64 個 (HDF-N 24 個, CDF-S 40 個) ○ 可能な contamination の除去 (z850 - m3.6μm) > 3.25 mag である天体は z ～ 2.4 の old, passively-evolving 銀河の 可能性が高いので除く 11 個 (HDF-N 5 個, CDF-S 6 個) ○ 検出銀河 contamination 除去済 53 個 (HDF-N 19 個, CDF-S 34 個) IRAC 検出サンプル ○ 未検出銀河 暗すぎ‥・79 個 (HDF-N 34 個, CDF-S 45 個) ブレンド‥118 個 [同率のcontamination 除去済　98 個] IRAC 未検出サンプル IRAC ブレンドサンプル ○ i775 - dropouts の z850 - band等級分布 Fig 1 青：IRAC 検出サンプル, 赤：IRAC 未検出サンプル

5. 4. Constraining the Stellar Masses of z ～ 6 Galaxies IRAC 検出サンプルと IRAC 未検出サンプルの stellar mass を測定 ○ stellar population synthesis models：Bruzual & Sharlot (2003) ◇ star formation histories ・ instantaneous bursts ・ continuous bursts with exponentially declining star formation rate SFR = τ^(-1) exp( t / τ) τ = 10 Myr – 1 Gyr ◇ 年齢 ・ 1 Myr – 1 Gyr ◇ IMF Salpeter (0.1 – 100 Msolar) ◇ metallicity と reddening 主に Solar metallicity と zero reddening を扱う ◇ 赤方偏移 すべての天体で z = 6 を使う

6. IRAC 検出サンプル Fig 4 upper panel ○ mass の下限値 Mmin ○ mass の上限値 Mmax M/L の値は年齢と star formation histories で決まり、 年齢が古く instantaneous burst ほど大きい 従って天体のとりうる mass の上限値は、その天体が 最も古い single-burst component から成る場合の値である star formation histories が決まれば、 (z850 - m3.6μm) color によって年齢が決まる → ある天体の mass の下限は その天体の 3.6 μm-band フラックスを、様々な star formation histories とそれに対応する年齢のモデル からの予想と比べたときの一番小さい推定値とする → ある天体の mass の上限 　　その天体の 3.6 μm-band フラックスのすべてが 1 Gyr 　　の single burst componentによる場合の値とする

7. ○ mass の代表値 Mrep 様々な star formation histories での 推定値のメディアン ★ Mrep = 0.09 – 7.0 × 10^10 Msolar 9.5 × 10^10 Msolar (メディアン) ★ Trep [年齢] = 50 – 400 Myr 290 Myr (メディアン) IRAC 未検出サンプル Fig 4 lower panel ○ mass の上限値 Mmax 3.6 μm のフラックスの上限 (2σ, 3” φ) から測定 ★ Mrep = 3.0 – 9.4 × 10^9 Msolar 9.5 × 10^10 Msolar (メディアン) IRAC 検出サンプルの Mrep に比べて ファクター 2 も小さい

8. IRAC 未検出サンプルをスタック Fig 4 upper panel vertical dashed lines ★ Mmin = 1.5 × 10^8 Msolar ★ Mrep = 2.0 × 10^8 Msolar ★ Mmax = 5.9 × 10^9 Msolar ★ Trep [年齢] = 30 Myr IRAC 検出サンプルに比べてずっと小さい IRAC 検出サンプルと IRAC 未検出サンプルの (z850 - m3.6μm) color Fig 5 赤　　　：IRAC 検出サンプル, 下矢印：IRAC 未検出サンプル IRAC 未検出サンプルは stellar mass が 小さいだけでなく、平均的により青い ⇒ これらの銀河ではより若い population が支配的

9. 5. Cosmological Implications ΛCDM シミュレーションとの比較 観測された number density と ΛCDM シミュレーションから予想される mass funcition を比較 ○ 2 種類のシミュレーション ・ SPH シミュレーション ・ TVD シミュレーション SPH でつかった共同体積のほうが大きく統計的 　な不定性が小さいので、ここでは SPH の結果に 注目する Fig 11 verticl dotted line：IRAC データの complete 限界 観測データの dot-dashed curves： 　　　　　　　　　　　　ブレンドした天体も考慮した数 IRAC データの complete 限界より大きいところでは、 観測された number density はモデルとよく合っている 宇宙の初期において、観測されただけの 10^10 Msolar もの mass の銀河の存在を説明することができるモデル は少なくとも 1 セットはある

10. global stellar mass density 測定した stellar masses に基づいて、 z ～ 6 の global stellar mass density を求める Fig 4 rectangle open star：Mrep ★ Σ(Mmin) = 10.4 × 10^5 Msolar/Mpc^3 ★ Σ(Mrep) = 16.3 × 10^5 Msolar/Mpc^3 ★ Σ(Mmax) = 64.8 × 10^5 Msolar/Mpc^3 現在の値の 0.2-1.1 ％

11. 宇宙再電離に関する示唆 観測された high-mass 銀河の祖先が宇宙再電離に果たした役割を調べる 寄与が最大の場合を見積もるため、そのような high-mass 銀河のすべてが同じとき zreion、 つまり最電離が始まったとき、に形成される場合を考える ここでは、 zreion= 9.0, 11.3, 15.0 の 3 通りを使う Fig 14 黒線：宇宙を再電離させるのに必要な ciritical SFR density (Madau, Haardt & Rees 1999) 観測サンプルからの寄与： star formation histories に依存 τ = 0.1 Myr (青), 1.0 Myr (緑), 10 Myr (赤) global stellar mass densities min (solid), rep (dashed), max (dotted) ほとんどの星が非常に短い期間 (τ< 10 Myr) に同時に 形成された場合を考えても、観測された銀河からの寄与は 宇宙を再電離させておくのに十分ではない 最電離に必要な光子のほとんどは、他の天体、例えば 今回の観測では検出できない dwarf 銀河から供給され なければならない