[論文レビュー] Statistical constraints on the IR galaxy number counts and cosmic IR background from the Spitzer GOODS survey

Richard S. Savage, Seb Oliver|arXiv (Cornell University)|Nov 11, 2005

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、Spitzer GOODS調査データを用いて、Markov Chain Monte Carlo (MCMC) を用いたフラクチュエーション解析を実施し、10⁻⁸ Jy まで近赤外銀河の数密度を制約した。その結果、Fazioら (2004) の予測から外挿した値を上回る顕著な過剰な数密度が示された。本研究は、フラクチュエーション解析が3.6 μm の宇宙赤外背景の大部分を説明できることを示し、背景光の大部分が解像可能であり、過去の背景測定と整合的であることを確認した一方で、フラックスキャリブレーションにおける系境的不一致を浮き彫りにした。

ABSTRACT

We perform fluctuation analyses on the data from the Spitzer GOODS survey (epoch one) in the Hubble Deep Field North (HDF-N). We fit a parameterised power-law number count model of the form dN/dS = N_o S^{-δ} to data from each of the four Spitzer IRAC bands, using Markov Chain Monte Carlo (MCMC) sampling to explore the posterior probability distribution in each case. We obtain best-fit reduced chi-squared values of (3.43 0.86 1.14 1.13) in the four IRAC bands. From this analysis we determine the likely differential faint source counts down to $10^{-8} Jy$, over two orders of magnitude in flux fainter than has been previously determined. From these constrained number count models, we estimate a lower bound on the contribution to the Infra-Red (IR) background light arising from faint galaxies. We estimate the total integrated background IR light in the Spitzer GOODS HDF-N field due to faint sources. By adding the estimates of integrated light given by Fazio et al (2004), we calculate the total integrated background light in the four IRAC bands. We compare our 3.6 micron results with previous background estimates in similar bands and conclude that, subject to our assumptions about the noise characteristics, our analyses are able to account for the vast majority of the 3.6 micron background. Our analyses are sensitive to a number of potential systematic effects; we discuss our assumptions with regards to noise characteristics, flux calibration and flat-fielding artifacts.

研究の動機と目的

• 直接検出が混信ノイズによって制限される10⁻⁸ Jy未満のフラックスレベルまで、Spitzer GOODS調査における微弱赤外銀河の微分的数密度を制約すること。
• 統計的フラクチュエーション解析を用いて、解像不能な微弱銀河が宇宙赤外背景 (CIRB) に寄与する割合を特定すること。
• 推定された数密度が、以前の直接測定値および背景光推定値と整合的かどうかを評価すること。
• フラックスキャリブレーション誤差、ノイズモデル、フラットフィールドアーチファクトなどの潜在的系境的要因が、推定された数密度および背景光に与える影響を調査すること。

提案手法

• Spitzer IRACデータの4バンド（3.6, 4.5, 5.8, 8 μm）に、パラメトリックなべき乗則数密度モデル dN/dS = N₀S⁻ᵟ を適用する。
• MCMCサンプリングを用いて、モデルパラメータの完全な後方確率分布を探索し、ガウス分布を仮定しないで、頑健な不確実性推定が可能になるようにする。
• マップの空間的分散に対するフラクチュエーション解析を実施し、源の混信を統計的情報として抽出する。混信ノイズを、背後にある源集団のプローブとして扱う。
• 観測されたフラックスフラクチュエーションのパワースペクトルを、ポisson分布に従う点源の理論的モデルにフィットさせ、混信限界以下の数密度を推定する。
• 推定された数密度をFazio ら (2004) の直接測定値と比較し、乖離の有無とその意味を評価する。
• Fazio ら (2004) の解像された寄与と、フラクチュエーション解析による未解像寄与を組み合わせることで、各IRACバンドの全統合背景光を推定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Spitzer GOODS調査において、10⁻⁸ Jy未満の赤外銀河の数密度に対する統計的制約は何か？
• RQ2 フラクチュエーション解析は、3.6 μm での観測された宇宙赤外背景のどの程度を説明できるか？また、直接測定値と比べてどう異なるか？
• RQ3 フラクチュエーション解析から推定された数密度が、Fazio ら (2004) が報告した直接測定値と系統的に異なるのはなぜか？その原因として考えられる要因は何か？
• RQ4 結果は、フラックスキャリブレーション、ノイズモデル、フラットフィールドアーチファクトなどの系境的要因に対してどの程度感受性を示すか？
• RQ5 Kashlinsky ら (2005) が報告した背景の過剰と、本研究で推定された数密度の過剰は整合的か？

主な発見

• 本研究は、10⁻⁸ Jy まで近赤外銀河の数密度を制約し、以前の測定の動的範囲を、フラックスの観点から2桁以上拡大した。
• べき乗則モデルの最良適合の自由度補正済みカイ二乗値は、4バンドでそれぞれ (3.43, 0.86, 1.14, 1.13) であり、大部分のバンドで良好なフィットを示している。
• フラクチュエーション解析により、Fazio ら (2004) の外挿予測を上回る、微弱銀河数密度の系統的過剰が明らかになった。これは、50% のフラックスキャリブレーションオフセットまたは源集団の本質的差異の可能性を示唆している。
• 解析により、3.6 μm の宇宙赤外背景の大部分が説明可能であり、Dwek & Arendt (1998)、Gorjian ら (2000)、Wright & Reese (2000)、Matsumoto ら (2005) の先行推定値と整合的である。
• 各IRACバンドの全統合背景光は、Fazio ら (2004) の解像寄与と、フラクチュエーション解析による未解像寄与を組み合わせて推定された。その結果、背景の半分以上が解像可能であることが確認された。
• 結果は、Kashlinsky ら (2005) が報告した背景の過剰と整合的であり、両研究とも外挿された数密度を上回る顕著な過剰を示している。ただし、過剰の物理的解釈は未解決のままである。