[論文レビュー] The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies

H. Finley, N. Bouché+16 more|Leiden Repository (Leiden University)|Oct 25, 2017

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 71被引用数 15

ひとこと要約

本研究では、MUSE連続体分光法を用いてハッブル・アンダー・ディープ・フィールドで40個のFe II*発光体と50個のMg II発光体を特定し、z ≈ 0.85–1.50の星形成銀河においてFe II*とMg II発光の強い二峰性関係を明らかにした。主な発見では、Fe II*発光は質量が大きく、星形成率が高い銀河（>10^10 M⊙、>10 M⊙ yr⁻¹）をトレースしており、一方、純粋なMg II発光は低質量・低星形成率系に見られる。これは、Fe II*発光が連続スペクトルからのフラーレンスに起因するのに対し、Mg II発光はH II領域に起因するという、物理的起源の相違を示している。

ABSTRACT

Non-resonant FeII* 2365, 2396, 2612, 2626 emission can potentially trace galactic winds in emission and provide useful constraints to wind models. From the 3'x3' mosaic of the Hubble Ultra Deep Field (UDF) obtained with the VLT/MUSE integral field spectrograph, we identify a statistical sample of 40 FeII* emitters and 50 MgII 2796, 2803 emitters from a sample of 271 [OII] 3726, 3729 emitters with reliable redshifts from z = 0.85 - 1.5 down to 2E-18 (3 sigma) ergs/s/cm^2 (for [OII]), covering the stellar mass range 10^8 - 10^11 Msun. The FeII* and MgII emitters follow the galaxy main sequence, but with a clear dichotomy. Galaxies with masses below 10^9 Msun and star formation rates (SFRs) of <1 Msun/year have MgII emission without accompanying FeII* emission, whereas galaxies with masses above 10^10 Msun and SFRs >10 Msun/year have FeII* emission without accompanying MgII emission. Between these two regimes, galaxies have both MgII and FeII* emission, typically with MgII P-Cygni profiles. Indeed, the MgII profile shows a progression along the main sequence from pure emission to P-Cygni profiles to strong absorption, due to resonant trapping. Combining the deep MUSE data with HST ancillary information, we find that galaxies with pure MgII emission profiles have lower star formation rate surface densities than those with either MgII P-Cygni profiles or FeII* emission. These spectral signatures produced through continuum scattering and fluorescence, MgII P-Cygni profiles and FeII* emission, are better candidates for tracing galactic outflows than pure MgII emission, which may originate from HII regions. We compare the absorption and emission rest-frame equivalent widths for pairs of FeII transitions to predictions from outflow models and find that the observations consistently have less total re-emission than absorption, suggesting either dust extinction or non-isotropic outflow geometries.

研究の動機と目的

• 深さのあるMUSE IFUデータを用いて、z ≈ 0.85–1.50の星形成銀河におけるFe II*およびMg II発光を特定・特徴づけること。
• 高赤方偏移銀河におけるFe II*およびMg II発光に関連する物理的条件および吹き出しの兆候を調査すること。
• Fe II*発光が純粋なMg II発光よりも銀河吹き出しのより信頼性の高いトレーサーであるかどうかを特定すること。
• 発光プロファイル、銀河質量、星形成率、および吹き出しの幾何学的構造との関連を調査すること。

提案手法

• ハッブル・アンダー・ディープ・フィールドの3.15′×3.15′のMUSEモザイクを用い、それぞれ2365, 2396, 2612, 2626 Åおよび2796, 2803 Åの固有波長におけるFe II*およびMg II発光線を検出した。
• 赤方偏移が0.85–1.50で、[O II] λλ3726,3729発光線と信頼性のある赤方偏移を有する銀河を対象とし、2×10⁻¹⁸ erg s⁻¹ cm⁻²（3σ）の限界まで絞った。
• 信頼性の高い品質フラグ（qc > 1）を適用し、25個のFe II*発光体および33個のMg II発光体を抽出した。このうち9個は両方の発光タイプを示した。
• スペクトルプロファイル（純粋発光、P-Cygni、吸収）を分析し、吹き出しモデルの予測と比較した。
• IFUデータを用いて、Fe II*およびMg II発光の空間的広がりと表面輝度をマッピングした。
• 観測された等価幅を、吹き出しモデルからの予測と比較し、再発光効率およびダスト効果を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z ≈ 0.85–1.50の星形成銀河におけるFe II*およびMg II発光の分布は何か。また、赤方偏移とともに進化するか？
• RQ2 Fe II*発光を示す銀河とMg II発光を示す銀河の物理的性質は、特に星形成質量と星形成率の観点でどのように異なるか？
• RQ3 Fe II*発光は、純粋なMg II発光よりも銀河吹き出しのより頑健なトレーサーとして機能できるか？
• RQ4 連続スペクトルからのフラーレンスや中性ガスからの発光といった、Fe II*およびMg II発光を生じさせる物理的メカニズムは何か？
• RQ5 ダスト吸収および吹き出しの幾何学的構造は、観測されたFe II*およびMg II線幅にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 赤方偏移範囲z = 0.85–1.50における星形成銀河のおよそ10％がFe II*またはMg II発光を示しており、この割合に赤方偏移範囲内で顕著な進化は認められなかった。
• Fe II*およびMg II発光体は銀河のメインシーケンスに従うが、強い二分性を示す。10^9 M⊙未満かつSFR ≤1 M⊙ yr⁻¹の銀河はMg II発光のみを示すが、10^10 M⊙を超える銀河およびSFR ≥10 M⊙ yr⁻¹の銀河はFe II*発光のみを示す。
• Fe II*およびMg II両方の発光を示す銀河は、通常Mg II P-Cygniプロファイルを示しており、これは密度が高く、ダストを含む星間媒体における共鳴捕獲を示している。
• 純粋なMg II発光を示す銀河は、Mg II P-Cygniプロファイルを示す銀河（−0.3 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）やFe II*発光を示す銀河（−0.5 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）よりも平均的な星形成率表面密度が低い（−1.1 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）ため、弱い吹き出しの可能性を示唆している。
• UV1 Fe II λ2600遷移および関連するFe II* λ2626線は、UV2 Fe II λ2374線よりも共鳴捕獲およびダスト吸収に対して感受性が高く、観測された発光は光子保存則の直線より下に位置している。
• Fe II*発光は常にFe IIおよびMg II吸収（P-Cygniプロファイルを含む）と同時に発現するが、純粋なMg II発光はFe II吸収やFe II*発光を伴わないため、形成メカニズムが明確に異なることが示された。