LYα EMITTERS とは何か？階層的構造形成における理論モデルの構築.pptx

期待される LBG?LAE 検出数：準解析的モデルからの見積り;我々の銀河形成モデル;既存の LAE?LBG 観測データとの比較;z 6 LBG UV 光度関数;z 6 LBG Number Count;z 6 LAE Lyα 光度関数;z 6 LAE Number Count;~まとめ~; LAE luminosity functions (LFs): Lya LF UV LF;some LAEs @ z = 3-6 have  EW(Lya) 240 A? include Pop III stars 　　　and/or top-heavy IMF?;Physical properties of LAEs@high-z;Lyα Emission from low-z galaxies; Several models with different approaches exist; Metallicity Dependence (Charlot Fall ’93); gas-dynamics (outflow) (Kunth+ ’98); gas-dynamics (outflow) (Kunth+ ’98); gas-dynamics (outflow) (Kunth+ ’98);Base of Our Theoretical Model; SFR in starburst galaxies;escape fraction of Lya;Calculate Lya Line Luminosity; the outflow + dust model:  including interstellar dust extinction (next slide)  galaxy-scale outflow induced as supernova feedback;Resultant Lya Escape Fraction;Comparison with LAE UV LF @ z6;Comparison with LAE EW dist. @ z 6;Comparison in M(UV)-EW(Lya) plane @ z 6;Comparison in M(UV)-EW(Lya) plane @ z 6;Characteristics in LAE UVLF ;Characteristics in UV LF;Prediction to Redshift Evolution of Lya LF;Redshift Evolution of LAE UVLF;Nature of LAEs with EW 240 A;○　τLyα ：Lyα line に対する dust opacity　　　　←　Lyα 光度関数とのフィットで決めた ○　τc：Lyα 波長付近の連続光に対する dust opacity 　　　　　←　近傍銀河の観測量とのフィットで決めた（三鷹モデル） 　　?　τLyα / τc　?　q：geometry parameter (Finkelstein+ 08) 　　　　　　　　　　　　τLyα ＝ qτc;○　q＝１　でなければ、dust extinction　を受ける前後で 　　EW(Lyα)　は変わる：EWdust / EWint ? Γ(τc) 　　　　　　　Γ(τc)＝（f0 / q）× [1 - exp(-qτc)] / [1 - exp(-τc)] 　　　　　　　　　　　　　　　　for quiescent and pre-outflow starburst 　　　　　　　　　　 f0 / q for outflow starburst;○　τc 大ほど Γ 大 　　?　ダスト減光と EW(Lyα) との相関が予言 　　　　：ダスト減光が強い LAE ほど、EW(Lyα) が大きくなる; Gunn-Peterson test (Gunn Peterson 1968);;Comparison with Lya LF: z 6;LAE Statistical Quantities @ z 6