Lyα emission and radiation transferSimulating z~3 LBGs

Daniel Schaerer, Anne VerhammeAussi: F. Boone, R. Pello, F. Combes…

• Lyα radiation transfer: why ? Basics, …• Lyα radiation transfer in slabs & shells• Modeling of z~3 LBGs with strong Lyα emission

• Modeling the z~3 LBG cB58• Implications from z~3 LBG modeling• The z=6.56 lensed LAE HCM6A: a case study• Conclusions

vexp

HII

HI

LBG à z~3: une analyse cohérenteNotre approche:• Modélisation de: starburst (étoiles), raies d’émission et ISM (outflow

avec poussières)• Code 3D de transfert radiatif Lyα + UV (raie, continu, poussières)

(Verhamme, Schaerer, Maselli 2006) avec input de modèles de synthèse(Starburst99, Schaerer 2003, Gonzalez-Delgado et al. 2005)

Géométrie:1) coquille sphérique en expansion2) flot bipolaire (2 faces en expansion)3) écran avant-plan

Paramètres:* Contraints par observations directes:Vitesse vexp, b, FWHM(raie émission)* Contraints ou libres:densité de colonne N(HI), extinction* Libre: W(Lyα), [vitesse arrière-plan]

Photons Lyα

Photons Lyα

• MS 1512-cB58: LBG brillante (R~20) àz=2.73 (Yee et al. 1996)• LBG la mieux étudiée! Observationsmulti-λ, spectre UV riche: raies stellaireset interstellaires• Représentatif des LBGs avec forteabsorption Lyα (Shapley et al. 2003)

• Analyses détaillées du contenu stellaire,cinématique des raies IS, abondances …(Ellington et al. 1996, Pettini et al. 2000, 2002, deMello et al. 2002, Savaglio et al. 2002)

LBG à z~3: une analyse cohérente (cB58)

Raies ISLyα

Modeling Modeling the z~3 LBG cB58the z~3 LBG cB581) Foreground slab: column

density (and dust content)too high. No remnant Lyaline emission!

Valid for ~arbitrary linestrengths and possibleshifts of intrinsic Lyaemission

Verhamme & Schaerer (2007)

2) Spherically symmetric expandingshell:Lya emission peaks at too high velocity(2*vexp=510 km/s), observed peak at~300 km/s!

Failure independent of NH, b, E(B-V)…Remedy: reduce velocity of background« mirror »!

Modeling Modeling the z~3 LBG cB58the z~3 LBG cB58

Verhamme & Schaerer (2007)

3) Two moving slabs:vfront=255 km/s (fixed by IS lines),vback~140 km/s yield excellent fit!(for flat continuum or « true » starburst spectrum+ line)

Result ~independent of other properties ofbackground « mirror » (only b1/2).

Requires strong intrinsic Lyα emission:W(Lyα)>40 Ang

==> compatible with high W(Lya), as expectedfor SFR=const ! (and indicated by UV stellar pop.analysis)

==> Observed Lya profile of cB58 = strongintrinsic Lya emission (~SFR=const) + radiationtransfer and dust effects !

flat continuum

high-res SB continuum

LBG à z~3: un scénario cohérent

Schaerer & Verhamme (2007)Verhamme, Schaerer et al. (2007)

Scénario proposé -- de l’analyse de cB58 et objets FDF:

• Toutes les LBGs ont une émission intrinsèque W(Lyα)~60-80 Å(SFR~const) ou plus élevée

• Diversité observée des forces et profils de raie Lyα due à:différentes densités de colonne N(HI) et augmentation concomitantede poussières avec N(HI)

• N(HI) augmente principalement avec la masse de la galaxie(faible augmentation du rapport poussières/gaz avec Mgalaxie)

LBG à z~3: un scénario cohérent

Schaerer & Verhamme (2007)Verhamme, Schaerer et al. (2007)

Notre scénario: reproduit corrélations observées:E(B-V) vs. W(Lyα) et autres (Shapley et al. 2003) prédit absence de fortes W(Lyα) pour galaxiesmassives -- en accord avec observations(Ando et al. 2004, Yamada et al. 2005, Tapken et al. 2007…)…

Zone exclue

LBG à z~3: un scénario cohérent

Schaerer & Verhamme (2007)Verhamme, Schaerer et al. (2007)

Notre scénario: reproduit corrélations observées:E(B-V) vs. W(Lyα) et autres (Shapley et al. 2003) prédit absence de fortes W(Lyα) pour galaxiesmassives -- en accord avec observations(Ando et al. 2004, Yamada et al. 2005, Tapken et al. 2007…)…permet diagnostic cohérent entre Lyα et UV: SFR=const,âge ~30-100 Myr pas de nécessité de courtes échelles de temps deformation stellaire (« duty cycles »)

Ferrara & Ricotti (2006)permettrait d’unifier LBG et LAE

Autres implications:• Distributions observées de W(Lyα), LF(Lyα) ≠ distributions intrinsèques! Nombre des galaxies avec faible W(Lyα), L(Lyα) doit être surestimé.• …

SPITZER/IRACsensitivity

LAE à z=6.56: approchemulti-longueur d’onde

Observations de Abell 370 HCM6A: BVRIZJHK(Keck, SUBARU), émission Lyα, amplification µ~4.5 (Hu et al. 2002)Modélisation spectrale: pour réconcilier SED +émission Lyα --> sursaut court excluSFR=const + extinction importante (AV~1)Existence de poussières dans galaxie à z=6.56!?

Schaerer & Pelló (2005)Interprétationconfirmée parobservationsSpitzerChary et al. (2005)

Autres paramètres: L~(1-4)*1011 Lsun (LIRG !?) M* ~(1-4)*108 Msun Pas d’indication sur metallicité

LAE à z=6.56: approche multi-longueur d’ondeObservations 1.2mm profondes de HCM6A(30m IRAM): non-détection <1.08 mJy (3σ)

• Masse poussières < 5.3 107 M. Pas decontrainte forte sur production par SNII.• SFR(IR) <~35 M/yr juste en accord avecSFR(UV) et SFR(Lya)• SED de ULIRG exclue, ressemble à galaxienormale ou probablement à galaxie naine

Boone, Schaerer et al. (2007)

Lentille gravitationnelle +observations profondes ==>Réduction des limites supérieures(Md, SFR, LFIR) pour LAE àz=5.7..6.5 d’un facteur 8-20!(cf. Webb et al. 2007, Carilli et al. 2007)

LAE à z=6.56: approche multi-longueur d’onde• HCM6A: L(Lyα)=2. 1042 erg/s correspond auxLAE les plus faibles/nombreux connus à z~6.6• SFR(IR) et densité d’objets N(>L)~7.10-4 Mpc-3

Estimation de densité de formation stellaire(SFRD) obscurcie des LAE à z=6.6(limite supérieure)• Avec L(Lyα) et LF --> limite inférieure SFRD

Kashikawa et al. (2006)

SFRD permise(LAE à z~6.6)Boone et al. (2007)

⇒Formation stellaire intense à z >~6.6 !?Résultat similaire aux études de LBG + lensing

HCM6A

z=6.6

Burgarella (2007)

Richard et al. (2006)

Detectability of high-z (z>5) starbursts

Melchior et al. (2000)Guiderdoni et al. (1999)

HERSCHEL:* Marginally possible with PACS - strong SB + strong lensing* SPIRE: in principle possible for strong SB or moderate SB + strong lensing – but source confusion !ALMA:* « easy » - moderate SB up to z~10-30* pure ALMA searches ? Redshiftfrom CO lines, [CII] 158 micron…?

BUT: assumes presence of sufficient dust and relatively high LIR/Lopt (fct. of metallicity, geometry, ISM pressure, dust T, …) Adapted search/selection criteria Strong synergies with ground- based (VLT, ELT) and JWST

z>=5

Discovery potential

LBG… LAE … normal galaxies, dwarfs all SF observable via Lyα with MUSE !!? And all the dust with ALMA ?!Blank fields and lensing clusters

Ouchi et al. (2007)Kashikawa et al. (2007)

92h FORS2 exposure ! ==> 27 faint, extended LAEat z~3. Fluxes down to ~10-18 erg/cm2/sSFR down to <0.03 Msun/yr !?

HCM6A

HCM6A(z=6.56)

Rauch et al. (2007)

Summary & conclusionsSummary & conclusionsLyα profile modeling of z~3 LBG

* Successful modeling of variety Lyα profiles, consistently with otherobservational constraints. Few degeneracies.

* Strong emitters: ~low N(HI) (typically 1019..1020 cm-2). High dust/gas?* cB58: Lyα, stellar and IS abs.lines give consistent results.

Proposed scenario of Lyα in LBGs* All LBGs have intrinsic W(Lyα)~60-80 Ang (SFR=const) or higher.

* Diversity of line strengths/profiles is due to different HI column density and(concomitantly) dust content. Primarily related to galaxy mass.==> no no need need for short for short duty duty cyclescycles==> W(W(LyLyαα) distribution, LF() distribution, LF(LyLyαα) ) modified modified by radiation by radiation transfer effectstransfer effects

The z=6.56 lensed LAE HCM 6A: a case study* A dusty Lya emitter ?* Constraints on the dust-obscured SFRD a high-z

The MUSE - ALMA synergy