[論文レビュー] NTT SUSI Deep Field

S. Arnouts, S. D’Odorico+4 more|arXiv (Cornell University)|Oct 8, 1998

Adaptive optics and wavefront sensing被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、ESOのNTT望遠鏡に搭載されたSUSIカメラを用いて、高赤方偏移クェザーBR 1202-0725に近い5.62 arcmin²の領域について、深さのある多色光度的調査を実施した。B、V、r、Iバンドの5σ限界はそれぞれ26.9、26.5、25.9、25.3であった。3.8 ≤ z ≤ 4.4の高赤方偏移銀河候補をr < 26の条件下で、1平方弧分あたり2.7 ± 0.4個の表面密度で特定した。これにより、10⁻¹.⁹¹ ± ⁰.⁰⁹ h³ M⊙·yr⁻¹·Mpc⁻³の共動星形成率密度が得られたが、Lyα発光体やほこりを含む銀河に対する選択バイアスのため、これは下限値である。

ABSTRACT

We present a deep BVrI multicolor catalog of galaxies in a 5.62 sq.arcmin field 80 arcsec south of the high redshift (z=4.7) quasar BR 1202-0725, derived from observations with the direct CCD camera SUSI at the ESO NTT. The formal 5$σ$ magnitude limits (in 2 x FWHM apertures) are 26.9, 26.5, 25.9 and 25.3 in B, V, r and I respectively. Counts, colors for the star and galaxy samples are discussed and a comparison with a deep HST image in the I band is presented. The percentage of merged or blended galaxies in the SUSI data to this magnitude limit is estimated to be not higher than 1%. At the same galactic latitude of the HDF but pointing toward the galactic center, the star density in this field is found to be ~3 times higher, with ~20% of the objects with V-I &gt; 3.0. Reliable colors have been measured for galaxies selected down to r = 26. The choice of the optical filters has been optimized to define a robust multicolor selection of galaxies at 3.8 &lt;= z &lt;= 4.4. Within this interval the surface density of galaxy candidates with r &lt; 26 in this field is 2.7 +/- 0.4 arcmin^-2 corresponding to a comoving density of Star Formation Rate at 3.8 &lt;= z &lt;= 4.4 of 10^{-2.00} - 10^{-1.82} h^3 Mo /yr/ Mpc^3.

研究の動機と目的

• 高赤方偏移クェザーに近い高銀経度領域における深さのある多色光度的調査を実施し、微弱銀河集団を研究すること。
• r ≈ 26までにわたる銀河の数密度と色を測定し、光度赤方偏移推定を可能にすること。
• 多色選別技術を用いて、z ≈ 4の高赤方偏移銀河候補を特定・特徴付けること。
• Hubble Deep Fieldのデータと比較し、視準およびブレンド効果が源検出に与える影響を評価すること。
• 観測された銀河数密度から、z ≈ 4.1における共動星形成率密度を推定すること。

提案手法

• Sub-arcsecondの視準を有する複数の光度観測夜にわたり、ESOのニュー・テクノロジー・テレスコープ（NTT）のSUSI CCDカメラを用いて、BVrIバンドで観測を行った。
• データ還元には、バイアスとフラットフィールド補正、アストロメトリック補正、およびSExtractorを用いた源抽出を含み、2×FWHMの開口光度測定を実施した。
• 形態的および色的基準を用いて銀河と星の分類を実施し、I ≈ 24における星の混入率は約1.5%と推定された。
• 多色選別を最適化した光度赤方偏移推定を実施し、Lymanブレイク法とIGM吸収を活用した。
• 銀河の数密度を測定し、Schechter関数にフィットすることで、微弱端の輝度関数勾配を推定した。
• 画像品質の影響を評価するため、結果をHubble Deep FieldのIバンドデータと照合した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 深さのある地上望遠鏡調査において、3.8 ≤ z ≤ 4.4の高赤方偏移銀河候補の表面密度はどの程度か？
• RQ2 銀河の数密度と色は明るさとともにどのように変化するか？また、これは微弱端輝度関数にどのような含意を持つか？
• RQ3 視準とブレンド効果は、深さのある地上望遠鏡調査における源検出および光度測定にどの程度影響を与えるか？
• RQ4 同じバンドで観測されたHubble Deep Fieldの結果と比較して、観測された数密度と色はどのように一致するか？
• RQ5 観測された銀河数密度から、z ≈ 4.1における共動星形成率密度はどの程度推定されるか？

主な発見

• B、V、r、Iバンドの全バンドで、明るさが弱くなると数密度曲線が平坦化し、B ≥ 25で勾配が約0.32に収束している。これは、B ≤ 25の銀河が銀河間背景光の主な寄与源である可能性を示唆している。
• rバンドにおけるz ≈ 4の星形成銀河の寄与は、24 ≤ r ≤ 25では約5%、25 ≤ r ≤ 26では約3%であり、微弱数密度の過剰分の主な寄与源ではないことが示された。
• 輝度関数の微弱端勾配はα ≈ −1.8と推定され、HST観測と整合的であり、高赤方偏移における遅延型銀河の急速な進化を支持する。
• 中央値の色の進化は、r ≈ 24.5まで青色化傾向を示し、r ≈ 25.5を超えると安定化する。これは、数密度の平坦化と、全バンドにわたる集団の収束と整合的である。
• 3.8 ≤ z ≤ 4.4の高赤方偏移銀河候補の表面密度は、r < 26で1平方弧分あたり2.7 ± 0.4個であり、これに対応する共動星形成率密度は10⁻¹.⁹¹ ± ⁰.⁰⁹ h³ M⊙·yr⁻¹·Mpc⁻³であった。これは、Lyα発光体やほこりを含む銀河に対するバイアスのため、下限値である。
• NTT Deep Fieldにおける星の密度はHubble Deep Fieldの約3倍高く、20%の対象がV−I > 3.0を示しており、I = 20–24の26個の星のうち6個が低質量または白色矮星候補であった。