[論文レビュー] Properties of z~3-6 Lyman break galaxies. II. Testing star formation histories and the SFR-mass relation with ALMA and near-IR spectroscopy
本研究では、星形成歴（SFH）が赤方偏移z~3–6のライマンブレイク銀河（LBG）に与える影響を、中性ガス放出を含むSEDフィッティングとALMA／近赤外分光計測予測を用いて検証する。変動するSFH、特に上昇または低下する歴史のモデルでは、標準的な定常SFRモデルに比べ、有意に低い質量、高いSFR、およびSFR–質量関係における大きな散らばりを示す。これは一般的なSFR校正の妥当性を疑問視し、高赤方偏移銀河進化を正確に測定するには多波長制約が必要であることを強調する。
We examine the dependence of derived physical parameters of distant Lyman break galaxies (LBGs) on the assumed star formation histories (SFHs), their implications on the SFR-mass relation, and we propose observational tests to better constrain these quantities. We use our SED-fitting tool including nebular emission to analyze a large sample of LBGs, assuming five different star formation histories, extending our first analysis of this sample (de Barros et al. 2012, paper I). In addition we predict the IR luminosities consistently with the SED fits. Compared to "standard" SED fits assuming constant SFR and neglecting nebular lines, assuming variable SFHs yield systematically lower stellar masses, higher extinction, higher SFR, higher IR luminosities, and a wider range of equivalent widths for optical emission lines. Exponentially declining and delayed SFHs yield basically identical results and generally fit best. Exponentially rising SFHs yield similar masses, but somewhat higher extinction. We find significant deviations between the derived SFR and IR luminosity from the commonly used SFR(IR) or SFR(IR+UV) calibration, due to differences in the SFHs and ages. Models with variable SFHs, favored statistically, yield generally a large scatter in the SFR-mass relation. We show that the true scatter in the SFR-mass relation can be significantly larger than inferred using SFR(UV) and/or SFR(IR). Different SFHs, and hence differences in the derived SFR-mass relation and in the specific star formation rates, can be tested/constrained observationally with future IR observations with ALMA. Measurement of emission lines, such as Halpha and [OII]3727, can also provide useful constraints on the SED models. We conclude that our findings of a large scatter in SFR-mass at high-z and an increase of the specific star formation rate above z>~3 (paper I) can be tested observationally. (abriged)
研究の動機と目的
- 高赤方偏移ライマンブレイク銀河（LBG）における異なる星形成歴（SFH）が導かれる物理的パラメータに与える影響を評価すること。
- z~3–6におけるSFR–質量関係および特定星形成率（sSFR）の進化の頑健性を、さまざまなSFH仮定のもとでテストすること。
- 赤外線放射度や発光線の等価幅といった観測的診断指標が、SFHを制約し、SEDフィッティングにおけるデゲネラシーを低減できるかを同定すること。
- 非定常SFHを持つ銀河に標準的なSFR校正（例：SFR(IR)およびSFR(IR+UV)）を適用した場合の信頼性を評価すること。
- 今後のALMAおよび近赤外分光計測で区別可能な、競合するSFHモデルを識別するための観測的シグネチャを予測すること。
提案手法
- 中性ガス放出効果を含むSEDフィッティングを実施し、5つのSFHモデル（定常、指数的低下、遅延、指数的上昇、変動時間スケール歴史）を適用する。
- ダスト減光とSFH依存の年齢に応じた、一貫した赤外線放射度（L_IR）の予測を実施する。
- SFHタイプごとに導かれたSFR、星形成質量、減光度、および発光線等価幅（例：Hα、[O II] λ3727）を比較する。
- SEDから導かれたSFRと赤外線＋紫外線放射度から推定されるSFRを比較することで、標準的なSFR校正（例：Kennicutt 1998）からのずれを定量化する。
- BドロップおよびiドロップLBGのUVマグニチュードとSFH関数としてのALMA観測可能な赤外線フラックスおよび発光線強度を予測する。
- 年齢事前分布（例：t > 50 Myr）および減光法則がSFR–質量関係の散らばりに与える影響を評価する。
実験結果
リサーチクエスチョン
- RQ1上昇、低下、定常などの異なる星形成歴（例：上昇、低下、定常）が、z~3–6 LBGにおける星形成質量、SFR、ダスト減光にどのように影響を与えるか？
- RQ2非定常SFHを持つ銀河に標準的なSFR校正（SFR(IR)およびSFR(IR+UV)）を適用した場合、真のSFRを系統的に誤って推定する程度はどの程度か？
- RQ3変動するSFHのもとでSFR–質量関係に予想される散らばりはどの程度で、標準的なSEDフィッティングから得られる散らばりと比較してどうか？
- RQ4今後のALMA観測による赤外線放射度および準拠フレーム光学発光線（例：Hα、[O II]）が、競合するSFHモデルを区別できるか？
- RQ5予測された発光線等価幅（例：W_Hα）はSFHおよび銀河質量に応じてどのように変化するか？また、それらは観測的診断指標として機能できるか？
主な発見
- 特に指数的低下または遅延歴史を仮定するモデルでは、標準的な定常SFRモデルに比べ、系として低い星形成質量と高いSFRが得られる。
- 指数的上昇SFHでは、質量は同程度だが、低下歴史よりも高い減光度を示し、結果として高い赤外線放射度とSFRが得られる。
- 中性ガス線を無視し、定常SFRを仮定する標準的なSEDフィッティングでは、変動するSFHに比べ、星形成質量が2～3倍程度高めに推定され、SFRおよび赤外線放射度が低めに推定される。
- 変動するSFHを用いる場合、特に年齢事前分布がないと、SFR–質量関係の固有の散らばりが顕著に大きくなり、高赤方偏移におけるタイトなマス・シーケンスの仮定に疑問を呈する。
- SEDモデルからの赤外線放射度は、SFHに応じて最大で約2～3倍の変動を示すため、ALMAによるL_IR観測が異なるSFHを区別できる可能性がある。
- Hαおよび[O II] λ3727の等価幅はSFHごとに明確な分布を示し、低質量銀河では高いEWを示す。また、W_HαとsSFRの間には逆相関関係が見られ、近赤外分光計測のテスト可能な予測を提供する。
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このレビューはAIが作成し、人間の編集者が確認しました。