Top/メモ/astro-phメモ/z=1-3 Galaxies

1906.02737 : Ubler+ "The Evolution and Origin of Ionized Gas Velocity Dispersion from z∼2.6 to z∼0.6 with KMOS3D"

  • KMOS-3D obs : 175 SFG @ z=0.6-2.5
  • major axisに沿ってのV, sigmaを出して、そこからintrinsic dispersion=sigma_0を算出
  • sigma_0=45km/s (z=2.3) => 30km/s (z=0.9)
    • minor mergerか、accretionのvariationがscatterの原因?
    • atomic+molecular sigmaも同様な進化をしている。
    • ただし、sigma_0(ionized gas) のほうが10-15km/sくらい大きい
  • 銀河はtoomre-stableなので、turbulent velocityの起源は重力不安定性だろう
    • シミュレーションとも一致

1811.01958 : Drew+ "Evidence of a Flat Outer Rotation Curve in a Starbursting Disk Galaxy at z=1.6"

  • DSFG850.95 @z=1.555 rotation curve
    • Keck/MOSFIRE Ha+NII spec
  • 6-14kpcにわたってフラット
    • dark matter fraction=0.44 (MWとおなじくらい)
    • Vrot=285km/s / sigma=48km/s => rotation dominated
    • H-band half light radios=8.4kpc
  • massive rotationally supported disk galaxy

1804.03669 : Alcorn+ "ZFIRE: 3D Modeling of Rotation, Dispersion, and Angular Momentum of Star-Forming Galaxies at z~2"

  • COSMOS z~2 SFG 44天体
    • ZFIREサーベイの一部
    • Keck/MOSFIRE 分光
    • CANDELS/3DHST F160W 撮像
  • Ha emission
    • Heidelberg Emission Line Algorithm (HELA)で回転速度と速度分散を出す
      • simulated 3D data cubeを構築して比較
  • Tully Fisher Relation parameters
    • S_0.5=sqrt(0.5Vrot^2+σ_g^2) (Kassin+07)
    • シミュレーションやってみるとS_0.5は再現できるが、V_2.2/σ_gはずれる
    • S_0.5とM*の関係が出せた
  • j_diskも導出
    • M*について0.36のslope => mass dependent disk growthの理論予想より浅い。
    • 不規則銀河のほうが大きそう

1803.07145 : Lee+ "Discovery of a Very Large (~20 kpc) Galaxy at z=3.72"

  • LBG G6025
    • zspec=3.721
    • 20kpc diameter
    • L_UV=5L*(@z=4)
    • 140Myr
    • Mstellar=M*(@z=4), E(B-V)=0.15 : 同じzの普通の銀河と同じくらい。
    • 2 components : off-center core
  • chain galaxy or equal-mass merger?
  • environmentはよくわからん。

1803.05912 : Du+ "The redshift evolution of rest-UV spectroscopic properties in Lyman Break Galaxies at z ~ 2-4"

  • z=2-4のrest-UVのスペクトルの性質
    • EW(LyA)などによって分類
  • おなじL(UV)/M*/SFR/Ageでもhi-zにいくほどEW(LyA)は大きくなる
    • 中性ガスのcovering fractionかかdust contentの進化で説明できる
  • EW(LyA)が最も大きな銀河については、LyA photon production rateが変わっている可能性あり(LyAとCIII]輝線強度から)

1802.07430 : Andreani+ "Extreme conditions in the molecular gas of lensed star-forming galaxies at z~3"

  • APEX - SEPIA5
  • 3 GL galaxies @ z~3
    • 1+1天体でCI(2-1)
    • CO(7-6)
  • 輝線比から、high-excitation status

1802.07276 : Förster Schreiber+ "The SINS/zC-SINF survey of z~2 galaxy kinematics: SINFONI adaptive optics-assisted data and kiloparsec-scale emission line properties"

  • z~2 35銀河
    • FWHM=0.1-0.3"
    • 最大積分時間23時間!

1802.08451 : Patricio+ "Kinematics, Turbulence and Star Formation of z ~1 Strongly Lensed Galaxies seen with MUSE"

  • 8 GL galaxies @ z=0.6-1.5
  • source plane reconstruction
  • high velocity dispersionは重力不安定起源か(SN feedbackではない)

1710.09195 : Finley+ "The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies"

  • UDF / VLT/MUSEデータ
  • 271 [OII]3727 emitter (F>2e-18cgs) @z=0.85-1.5, M*=1e8-11Msun から
    • 40 FeII* (2365, 2396, 2612, 2626) emitters
    • 50 MgII (2796, 2803) emitters
  • どちらもSF main sequenceにのる。ただし、二つに分かれる
    • M*<1e9Msun, SFR<1Msun/yrのものはMgIIが受かるがFeIIで検出されない
    • M*>1e10Msun, SFR>10Msun/yrのものは、FeIIが受かるがMgIIが検出されない
    • その中間では、FeIIもMgIi?も受かる
      • MgIIはP-cygni profile
  • MgII輝線 天体は、MgII P-cygniまたはFeII輝線天体に比べて星形成面密度が低い
    • MgII P-cygniまたはFeII輝線はoutflowのトレーサー
  • モデルと比較すると、吸収に比べて輝線が弱い。ダスト吸収か非等方的なアウトフローを示唆

1710.08421 : Hill+ "The Mass Growth and Stellar Ages of Galaxies: Observations versus Simulations"

  • z<5 SMF
    • M*=1e11.5, 11, 10.5, 10 @z=0.1の祖先の星質量集積をトレース
    • evolving cumulative number density selectino
    • 現在のM*の半分ができた時期z_a=1.28, 0.92, 0.6. 0.51
    • SDSS銀河ではmedian light-weighted stellar age z*=2.08, 1.49, 0.82, 0.37 とだいたいconsistent
    • ta, t*ともにM*とよく相関
      • EAGLEシミュレーションとは違う。M*-t_aはフラットになる。
      • セミアナモデルとはあっている
      • 最新のセミアナのほうが、低質量銀河でのDMとバリオンのデカップルをちゃんとできてるよう。

1710.07499 : Rigby+ "The Magellan Evolution of Galaxies Spectroscopic and Ultraviolet Reference Atlas (MEGaSaURA) II: Stacked Spectra"

  • GL z=1.6-3.6銀河14天体のスペクトルスタック
    • lamda_rest=900-3000A
    • 100km/resolutionでS/N~100 : これまで最高のS/N
  • 結果
    • 多数の弱い輝線
    • 星大気の吸収線
    • 速度プロファイルはz~0とよく似ている => outflowを制御している物理プロセスは同じ?
    • v_out_maxは吸収線イオン化ポテンシャルに強く依存するが、吸収線で重みづけしたものは依存しない。
      • 大部分のhighイオン化ポテンシャルの吸収線はlow-ionization gas起源か。
      • 2000km/sのblueshift tailが存在する。 : massive star stellar wind 起源?

1709.10099 : Orr+ "Stacked star formation rate profiles of bursty galaxies exhibit 'coherent' star formation"

  • Nelson et al.
    • 3200個のz~1 SFGのHaマップスタッキング
    • "coherent star formation"が見えた?
      • 銀河全体のMS上での上(下)にあると、半径に関係なく空間分解したMSでも上(下)にくる
    • 銀河はMS上を一定で進化する?(MSを上下に横切って進化しない?)
  • シミュレーションでチェック
    • FIRE project
    • z~1銀河6個
    • 観測をシミュレート
      • 結果は、Nelson et al.と同じになった
      • でも、個々の銀河のSFRプロファイルは複雑。
      • というか、Nelson et al. の結果とは反している。

1709.06574 : Arabsalmani+ "Mass and metallicity scaling relations of high redshift star-forming galaxies selected by GRBs"

  • 82 GRB Host galaxiesのガス、金属量、M*の関係
    • 輝線・吸収線幅は星質量の指標になる
    • 速度幅と金属量の関係
      • 輝線の幅と金属量の関係のほうがscatterが小さい
  • M*-Z関係
    • 33天体, 輝線から出した金属量
    • z=0.3-3.4
    • M*=1e8.2-11.1Msun
    • field galaxyに比べて0.15dex低い:有意かどうかの判断は難しい
  • 吸収線から出した金属量はかなり違う。結論も変わってしまう。

1707.05331 : Shapley+ "The MOSDEF Survey: First Measurement of Nebular Oxygen Abundance at z>4"

  • z=4.4121 galaxy rest-optical spec by MOSDEF
    • GOODS-N 17940
      • Spitzer 3.3umにexcess : Halpha?EW=1200A
      • M*=5e9Msol
    • [OII]3727, [NeIII]3869, Hgamma detection
    • Hdelta tentative detection
    • SFR(Ha)=320Msol/yr (Ha/Hgammaでダスト吸収補正) => z=4 MSよりも一桁高い
    • [NeIII]/[OII] => Z=0.2Zsol

1708.01913 : Katsianis+ "The evolution of the star formation rate function in the EAGLE simulations: A comparison with UV, IR and Hα observations from z ~ 8 to z ~ 0"

  • EAGLEシミュレーションで
    • SFRF, CSFRDをz=0~8進化を調べた。
    • UG, IR, Ha SFRを観測と比較した。
    • z<2でい最も大きな星形成率を持つ銀河についてはいろんなindicatorによる星形成率が一致しない =>ダスト吸収の不定性やselection biasのせいか。
  • EAGLEのフィードバックパラメータはz=0.1での銀河サイズと星質量でキャリブレーションされている。
    • これで、z=0~8のSFRがちゃんと再現できた。
    • SNフィードバックが重要みたい(とくにhi-zで)
    • AGNフィード場悪はlow-zできいてくる。もっとも高い星形成率を持つシステムに大きく影響する
    • z<5ではSFR=1-10Mso/yrの銀河がCSFRDに効く。SFR=10-~100のものは少ししか効かず、AGNフィードバックでquenchする
    • hhhigh-mass halo(1e11-13Msol)で起こる。

1707.01511 : Nanayakkara "MOSFIRE Spectroscopy of Galaxies in Cosmic Noon"

  • 博士論文
  • ZFIREサーベイ

1706.09605 : Laporte+ "The ALMA Frontier Fields Survey - II. Multiwavelength Photometric analysis of 1.1mm continuum sources in Abell 2744, MACSJ0416.1-2403 and MACSJ1149.5+2223"

  • ALMA-FF
    • HFF : 6 massive lensing clusters
    • 同じフィールドを1.1mmでフォローアップ
    • unlensed sensitivity <70uJy
  • First 3 clusters
    • 12天体検出
    • HST, SST, VLT, Hershelのmulti-wavelentgh results
    • photo-z=1~3 / av=1.99
      • optical SEDだけだと、一天体はz>7
    • Ksで11天体同定
      • 8天体はF814W-Ks>4mag, 5天体は F160W-[4.5]>3
  • SED fitting
    • M*=1e10-11.5 : massive
    • SFR~1e1.6 Msol/yr : high SFR
    • Mdust=1e8.1-8.8 Msol : high dust contents

1706.07059 : Santini+ "The Main Sequence relation in the HST Frontier Fields"

  • HFF SFGのMS
    • z~1.3-6
    • rest-UV obs
    • M*>1e7.5Msol (@z<4), 1e8Msol (z~8)
  • normalizationはz進化する
  • 傾きは一で変わらず
  • 星質量が増えるにしたがってscatterは小さくなるよう。
    • 低質量のほうが星形成史が多様なのか?
    • simulationの結果と一致する
      • 低質量銀河ほどprogenitorが少ない
      • stellar feedback
  • モデルに比べて、sSFRの赤方偏移変化は小さい

1706.02745 : Christensen+ "A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation"

  • stellar-mass TF relation : M* vs σgas(gas velocity dispersion)
    • S_0.5=sqrt(0.5 Vrot^2+σ^2) <= 輝線幅から算出
    • z=0-5
    • M*=1e7-11.5 Msol
  • z<3では進化は見られない
    • scatter < 0.5dex : σgasは質量算出に使える
    • High luminosity sample : slope=1.5 (結構平)
    • Low luminosity sample : slppe=2.9
    • 途中でturnoverがある。1e10Msolあたりに傾きのbreakがある。low-massのほうがsteepに。
  • z>3ではscatterが大きくなって相関が見えなくなってくる

1706.02311 : Lee+ "The intrinsic characteristics of galaxies on the SFR-stellar mass plane at 1.2<z<4: I. the correlation between stellar age, central density and position relative to the main sequence"

  • CANDELS/GOODS-N
    • z=1.2-4
  • M*-SFR plane vs 形態 vs mass-weighted stellar age
    • SED fitting
    • quenching/quenched galaxy : Σ1(中心1kpでのstellar density)が高い
    • SFG : Σ1いろいろ。QG並のものもいる
    • 銀河がquenchしていくと、M*ごとのageとΣ1が二つのグループを作る
      • low-mass end : external quenching
      • high-mass end : Σ1のscatterが小さい。internal quenching

1705.10327 : Malavasi+ "Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since z≃3"

  • 銀河のstellar mass fuctionの環境依存性 => 星形成史の環境依存性がわかるはず。mass assembly, quenching
  • UltraVISTA
    • z<3
    • physical scale of 0.3-2Mpc
    • M*>1e10Msol gals
  • SFG, QGの両方について環境効果が見えたっぽい
    • QGのSMFはhigh-mass end (>1e11Msol)で高密度領域のほうが高くなっている
    • SFGのSMFはlow-mass 側<1e11)で低密度領域のほうが高い(z<1.5までは)が、z>2では違いは見られない
  • 銀河の星形成は、高温ガスのあるmassive haloで止まる、というモデルと合致する結果。

1705.07986 : Mundy+ "A consistent measure of the merger histories of massive galaxies using close-pair statistics I: Major mergers at z<3.5"

  • UKIDSS/UDS. VIDEO, UltraVISTA, GAMAの350000銀河サンプル@z=0.05-3.5
  • pair fraction using close-pair statistics
    • (1+z)^0.8で進化、質量依存性はなし
    • major merger rate
      • 0.5回@z<3.5
      • 質量増加は1-4e10Msol, 星質量の20-30%増加
      • =>過去の研究に比べ2-3倍小さい
      • 近傍の>1e11Msol銀河はmajor mergerで星質量の増加を起こしている
      • z<1では、星形成と同等くらい星質量増加に寄与している模様
  • モデルとの比較
    • セミアナとはあう
    • Illustrisとは合わない

1705.10846 : Kirkpatrick+ "A controlled study of cold dust content in galaxies from z=0−2"

  • z=0->2で同じ質量の銀河の星形成率が急激に増加する理由は何か?
  • Spitzer, Herschel, submm観測で赤外SEDをすべてカバーして、温度とダスト質量
  • z>0.5銀河は、同じLIRの近傍銀河に比べてMdustが5倍多くTdustが5K低い
    • Mdustが多いのはがす量がおおきくなるため
    • TdustはLIR/Mdustに相関しており、zには依存しない
    • hizではISMがより広がっている

[[1705.07655 : Greis+ "Radio observations confirm young stellar populations in local analogues to z∼5 Lyman break galaxies"]]

  • LBA 32天体のVLA 1.5GHz観測
    • submmでは検出できず
    • ダスト九州はほとんどない
    • SFR_radio=4.8Msol/yr average, SFR_Ha=8.2
  • SFR_radio=0.5SFR_Ha => young population
    • SN synchrotron emissionがまだ十分にできていないのでは
    • <100Myrの天体で電波で星形成率出すのは危険
  • physical sizeは小さい => high SFD, 普通の近傍銀河の数桁上
    => galactic wind?

1705.06296 : Magdis+ "Dust and Gas in Star Forming Galaxies at z~3 - Extending Galaxy Uniformity to 11.5 Billion Years"

  • z~3 LBG IR-SED(Spitzer, Herschel, IRAM)
    • MS galaxy, M*~2e11Msol
  • Mean radiation Field <U> はzとともに増加 <= Metallicity 減少とconsistent
  • M_H2をCO,dust-to-gas ratio, single-band dust emissionの三つの手法で出したらconsistent(<2倍)
  • tau_dep~0.35Gyr, M_H2/M*~0.5-1
  • low-zの手法が適用できている。

1705.06179 : Caputi+ "Star formation in galaxies at z~4-5 from the SMUVS survey: a clear starburst/main-sequence bimodality for Halpha emitters on the SFR-M* plane"

  • SMUVS (Spitzer Matching Survey for the UltraVISTA ultra-deep Stripes)
    • 3.6um enhanced sources = HAE@z=3.9-4.9
  • M*=1e9-10Msol;銀河のHAEは40%
  • M*=1e10.7Msolだと<20%に減る
  • より質量が大きいとまた増えるが、おそらくAGNコンタミのせい
  • これらHAEはMass-SFRplaneでbimodal分布 : MS or starburst(15%, CSFRDの>50%を担っているよう)
  • 0.2'x0.2'に50sigmaのexcess

1705.01174 : Sklias+ "Insights on star formation histories and physical properties of 1.2≤z≤4 Herschel-detected galaxies"

  • GOODS Herschel galaxies @ z>1.2 SED fitting
  • age-extinctionの縮退が解ける
  • zがおおきくなるほどrising SFHが好まれる
  • 軽い銀河ほどrising SFHが好まれる
  • massにわけるとdownsizingも見えた。
    • >1e10.5Msolだとz=1.5-2に星形成ピーク
    • 軽いとz~1にピーク
  • zが大きく、M*が小さくなるほどtauも小さくなる。

1705.07596 : Andrews+ "Galaxy And Mass Assembly: the evolution of the cosmic spectral energy distribution from z = 1 to z = 0"

  • CosmicSEDのz=1-0の進化
    • GAMA+COSMOS
    • GALEX+SDSS+VIKING+WISE+Herschel
    • z=0で1e7Msol, z=0.5で1e9Msolくらいまでの銀河
  • Bolometric energy output : 5e35 W/Mpc^3 => 1.3に減少
    • stellar populationの平均年齢の進化とconsistent
  • ダスト吸収量は減少:150nm photon escape fraction 16% => 24%に増加
  • 今回出したcSEDはcosmic optical/ir background の68/61%を担っている

1705.03014 : Feldmann "Are Star Formation Rates of Galaxies Bimodal?"

  • 銀河の星形成分布はSFとQSのbimodal 分布ではない
  • zero-inflated negative binomial distribution
    • 3 parameters : average SFR, scatter from MS, zero-SFR銀河の割合
  • SFR測定の不定性のせいでbimodalに見えている

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Last-modified: 2019-06-12 (水) 09:58:44