[論文レビュー] Modelling the spectral energy distribution of galaxies. IV Correcting apparent disk scalelengths and central surface brightnesses for the effect of dust at optical and near-infrared wavelengths

C. Möllenhoff, C. C. Popescu+1 more|ArXiv.org|Jun 22, 2006

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 48被引用数 58

ひとこと要約

本稿では、光学的および近赤外波長域におけるダスト消光効果を補正するための放射平衡輸送モデルを提示する。物理的に整合性のある星-ダスト幾何構造を用いたシミュレート画像を用い、ダストが見かけのディスクスケール長を最大50%まで増加させ、中心表面輝度を最大1.5マグニチュードまで変化させることを定量的に評価した。特に、観測されたBバンドスケール長の主な要因は、内在的サイズの進化ではなくダストであることが示された。

ABSTRACT

We present corrections for the change in the apparent scalelengths, central surface brightnesses and axis ratios due to the presence of dust in pure disk galaxies, as a function of inclination, central face-on opacity in the B-band (tau^f_B) and wavelength. The correction factors were derived from simulated images of disk galaxies created using geometries for stars and dust which can reproduce the entire spectral energy distribution from the ultraviolet (UV) to the Far-infrared (FIR)/submillimeter (submm) and can also account for the observed surface-brightness distributions in both the optical/Near-infrared and FIR/submm. We found that dust can significantly affect both the scalelength and central surface brightness, inducing variations in the apparent to intrinsic quantities of up to 50 percent in scalelength and up to 1.5 magnitudes in central surface brightness. We also identified some astrophysical effects for which, although the absolute effect of dust is non-negligible, the predicted variation over a likely range in opacity is relatively small, such that an exact knowledge of opacity is not needed. Thus, for a galaxy at a typical inclination of 37 degrees and having any tau^f_B>2, the effect of dust is to increase the scalelength in B relative to that in I by a factor of 1.12 +- 0.02 and to change the B-I central colour by 0.36 +- 0.05 magnitudes. Finally we use the model to analyse the observed scalelength ratios between B and I for a sample of disk-dominated spiral galaxies, finding that the tendency for apparent scalelength to increase with decreasing wavelength is primarily due to the effects of dust.

研究の動機と目的

• ディスク銀河の観測された光度的パラメータ（スケール長、中心表面輝度、軸比）をダスト消光効果から補正すること。
• 傾き、Bバンドの正面光学的厚さ（τ⁰_B）、および波長の関数として、ダストが見かけのスケール長および表面輝度に与える影響を定量化すること。
• 観測されたスケール長比（例：BバンドとIバンドの比）の傾向が、主にダストによるものか、それとも内在的構造的進化によるものかを特定すること。
• 宇宙時間にわたる銀河サイズ進化の研究に使用可能な、公開可能な体系的補正係数のセットを提供すること。
• 特定の補正において、吸収率の正確な知識が必須であるかどうかを評価すること。これは、観測傾向がダスト効果に極めて敏感であるためである。

提案手法

• 紫外線からサブミリ波長までをカバーするスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングから得られる、物理的に整合性のある星-ダスト幾何構造に基づいた、正面および傾いたディスク銀河のシミュレート画像を生成した。
• 放射平衡輸送計算を適用し、ダストによる星光の直接的消光および遠赤外/サブミリ波長域での再放射を含めた、消光および再放射を計算した。
• 見かけの光度的パラメータ（スケール長、中心表面輝度、軸比）を抽出するために、ダストのない指数的ディスクモデルでシミュレート画像をフィッティングした。
• これらの見かけのパラメータをシミュレーション入力からの内在的値と比較し、ダスト効果に起因する補正係数を導出した。
• 系統的に傾き（i）、中心正面Bバンド光学的厚さ（τ⁰_B）、および波長（B、I、NIR）を変化させ、補正係数を表形式でまとめた。
• ダスト仮説の妥当性を検証するため、ディスク支配のスパイラル銀河のサンプルにおける観測されたスケール長比とモデルを比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 短波長（例：Bバンド）における見かけのディスクスケール長の増加が、長波長（例：Iバンド）と比較してどれほどダストに起因しているか。
• RQ2 ダストの消光および幾何的効果に起因して、スケール長および中心表面輝度の見かけの値が、傾きおよび光学的厚さの関数としてどのように変化するか。
• RQ3 ディスク銀河の観測（見かけ）光度的パラメータを内在的値に変換するための定量的補正係数は何か。
• RQ4 Bバンドのスケール長がIバンドよりも大きいという観測傾向は、主にダストによるものか、それとも内在的構造的進化によるものか。
• RQ5 赤方偏移とともに増加するダストの吸収率を考慮すると、銀河サイズ進化の研究において、どの程度のバイアスが生じるか。

主な発見

• ダストは、傾きおよび光学的厚さに依存して、見かけのディスクスケール長を、内在的値に対して最大50%まで増加させる可能性がある。
• 見かけの中心表面輝度に対する内在的値の比は、消光と傾きに起因する密度増加のバランスに応じて、最大1.5マグニチュードまで変動する。
• 典型的な銀河（37°の傾き、τ⁰_B > 2）において、Bバンドのスケール長はIバンドに比べて12%大きい（1.12 ± 0.02の要因）、B-I中心色は0.36 ± 0.05マグニチュード赤方偏移する。
• 観測されたBバンドのスケール長がIバンドよりも大きいという傾向は、主にダスト効果に起因しており、内在的サイズ進化によるものではない。
• 観測されたB対Iスケール長比の散らばり（σ = 0.094）は、測定誤差と同等であり、ダストが観測傾向の主な物理的要因であることを示している。
• 本モデルは、特にバルジのない通常の銀河においては、従来のモデルがデータに適合しなかったのに対し、ディスク支配のスパイラル銀河における観測されたスケール長比をうまく再現した。