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#author("2019-10-01T10:49:31+00:00","default:anir","anir") ***[[1909.13505 : Qin+ "Understanding the Discrepancy between IRX and Balmer Decrement in Tracing Galaxy Dust Attenuation">https://arxiv.org/abs/1909.13505]] [#q39b32fe] -SDSS 32000galaxiesで IRX vs Ha/Hbの関係 --SDSS + GALEX + WISE -Ha/Hbを固定するとIRXはM*には依存しないし、IRXを固定すると同様 -R_EBV=E(B-V)_IRX / E(B-V)_Balmerdecremetは --gas metallicityには依存しない --SSFRとR_eには依存する。 : R_EBV=0.79+0.15log(SSFR/R_e^2) --SSFR面密度が下がるとBalmer decrementから出したダスト吸収量はglobalな星の吸収に比べて相対的に大きくなってしまう --ダスト吸収を相対的に受けていない中間質量星が増えることに対応しているのだろう --SSFR面密度がわかれば、balmer decrementから星の吸収の変換をすべきか。 ***[[1709.06867 : Bolmer+ "Dust reddening and extinction curves towards gamma-ray bursts at z > 4">https://arxiv.org/pdf/1709.06867.pdf]] [#x8ecba77] -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">https://arxiv.org/pdf/1709.06647.pdf]] [#t4568cae] -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">https://arxiv.org/pdf/1709.06102.pdf]] [#n9e47b63] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.09805.pdf]] [#qba3060f] -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">https://arxiv.org/pdf/1705.01559.pdf]] [#zcf19fe1] -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">https://arxiv.org/pdf/1705.05858.pdf]] [#scf2beaf] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.02980.pdf]] [#m04fd12a] -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？
