Top / メモ / astro-phメモ / Dust Extinction

1709.06867 : Bolmer+ "Dust reddening and extinction curves towards gamma-ray bursts at z > 4"

  • 初期宇宙ではAGB星からのダストはできない。
    • SNeでの形成、あるいはISMでの成長
    • z=5-6あたりがAGBからのダストが入ってくる境界線
  • z>4 GRB afterglow
    • GROND7channel obs (La Silla 2.2m) + XRT
    • z>4では Av<0.5mag(low-zとはちがう)
      • z=4-6ホストはz=2よりもダスト吸収が小さい、ということ
    • local extinction curveで説明つく
    • GRB100905Aのphoto-z=7.88となった。

1709.06647 : Jaacks+ "Dust in the first galaxies"

  • cosmological simulationでpopIIIによる金属でできたダスト吸収量の評価
  • M_haloに相関。E(B-V)∝M_halo^0.8
    • 絶対量としては非常に小さいが。(E(B-V)<1e-3)
  • もっとも強い吸収でも、E(B-V)=0.07くらい
  • β=-2.72くらいになる

1709.06102 : McLure+ "Dust attenuation in 2<z<3 star-forming galaxies from deep ALMA observations of the Hubble Ultra Deep Field"

  • IRX-beta relation とM*の関係
    • z=2-3 SFG @ HUDF
    • ALMA 1.3mm
    • most dusty sourceは除外
    • Stacking analysis
  • 結果
    • M*=1e9.25-10.75Msunの天体では、IRX-beta関係はgrey extinction curveで説明できる。(Calzetti lawで説明できる)
    • A_1600-M*, IRX-M*関係を出した
      • SMCっぽくない
      • 過去のIRX-beta関係では、betaが赤い領域でIRXが過小評価されていた模様。
    • M*のほうがbetaよりextinctionとよい相関を示す(!)。
    • すくなくともM*>1e9.75MsunではIRX-beta, IRX-M*はCalzetti則でよく説明できる。

1707.09805 : Faro+ "Characterizing the UV-to-NIR shape of the dust attenuation curve of IR luminous galaxies up to z∼2"

  • z~2 ULIRGSのFUV-NIR extinction curve
  • SEDフィット
    • CIGALE
    • energy balanceを入れたフィット
  • double power-lawモデルがよく合う
    • UVでのgreyer slopeで説明できる。
  • NIRでの減光則がCalzettiにくらべてフラットになる傾向
    • NIRでのダスト吸収がよりあるセンスになる
    • 星質量の見積もりも1.4~10倍くらいおおきく評価されることになる

1705.01559 : Fudamoto+ "The Dust Attenuation of Star-forming Galaxies at z∼3 and Beyond: New Insights from ALMA Observations"

  • z=3-6 1e11Msol gal : ALMA B6 obs => IRX/beta relation
  • z=3ではlocalの関係とほぼ同じ。SMC extinction curveは平均としては棄却される
  • z>4では崩れる。IRX-beta, IRX-M* 関係は、IRXが小さいほうに振れる(IR luminosity が小さい)。まあ、これについては当たり前、というかこれまでの観測。

1705.05858 : Narayanan+ "The IRX-Beta Dust Attenuation Relation in Cosmological Galaxy Formation Simulations"

  • simulation => IRX-beta関係のscatterが何で生じているかを探る
    • 古い星でintrinsicに赤くなるせい => betaが赤くなる
    • hi-zスターバーストではgeometryが複雑 => betaが青くなる
    • extinction curveの傾きが浅くなる
  • このモデルを使って、z~2-3 DSFGとz>5 SFGがIRX-beta関係のどこに来るか探った
    • z=2-3 DSFG: 青いUV-SED、複雑なdust geometry, low optical depthで説明できる
    • z>5 SFG : IRX-beta関係の上に来る:ダスト温度が高い(50-70K)で説明
  • IRX-beta関係はtage, SFR, Δbeta_refに依存している。単一のIRX-betaを仮定するのは危険。

1707.02980 : Barisic+ "Dust Properties of [CII] Detected z ∼ 5.5 Galaxies: New HST/WFC3 Near-IR Observations"

  • rest-NUV properties of 10 z=5.5 [CII] galaxies
    • COSMOS field
    • ALMA [CII]158 + continuum image
  • IRX-beta relation
    • これまでの地上観測に比べてbluer beta
    • 大部分はlocal SB / SMCとconsistentな結果
    • low-IRX / betaが大きくばらつく天体がいくつかあり。uniform dust modelでは説明できない
      • Keck/DEIMOSのstacked spectraからは、このような人は金属量が小さい/若い星の集団?
      • そのせいで、ダスト分布が違う?

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Last-modified: 2017-09-21 (木) 17:58:39 (636d)