Top/メモ/astro-phメモ/Morphology Structure

1905.08432 : Sachdeva+ "Formation of disc galaxies around z~2"

  • 形態とstellar populationの進化をz=2前後で見る
    • z=1.5-2 / 2-4
    • @CDFS
    • spec-zサンプル
  • bulge-disk decomposition at J, H (3DHST dataset)
  • 結果
    • 2 componentフィットできる割合がz<2で増加する (46% => 70%)
    • SFRは減少する
    • quiescent outlierはすべて2 componets
    • =>形態進化のメカニズムは星形成を止める効果もある?
    • pure diskのサイズは2.5倍増加、質量は5倍増加
    • pure spheroidはサイズも質量も変わらない
    • バルジのあるdiskのサイズ増加は1.3倍程度、バルジのサイズやB/Tは進化なし => z~2は圧倒的にディスク形成の時代といえるのでは

1811.05982 : Tiley+ "The Shapes of the Rotation Curves of Star-forming Galaxies Over the Last ≈10 Gyr"

  • 1500 SFGの回転曲線
    • z=0.6-2.2
    • KMOS + MUSE
  • 回転曲線の形状はnormalizationで変わる
  • 6Rd(~13kpc)までの回転曲線 => z=2-0での回転曲線進化
    • 基本的にフラットなまま(6Reまでは)
    • 星質量面密度が高いほど、よりフラットな回転曲線
    • LCDMとconsistent
    • 6Re内のDMの割合は60%以上で説明できる

1802.07930 : Jiang+ "The Isophotal Structure of Star-forming Galaxies at 0.5<z<1.8 in CANDELS: Implications for the Evolution of Galaxy Structure"

1711.02111 : Wisnioski+ "The KMOS3D Survey: rotating compact star forming galaxies and the decomposition of integrated line widths"

  • 35の中心集中したコンパクトな星形成銀河観測
    • M*>1e10Msun
    • Σ*(<1kpc)>9.5Msun/kpc^2
    • M*/r_e^1.5>10.3Msun/kpc^-1.5
    • z=0.7-3.7
  • 23天体で分解できた。
    • 大部分が回転(Vr=95-500km/s)
      • full KMOS3Dサンプルとconsistent
      • 回転が占めている割合もfullと同じ
    • 分散は、回転+outflowの寄与のあるdispersionで説明可能
    • Haディスクサイズ=2.5kpc : continuum sizeの1~2倍
    • AGNインデックスは1.4倍, 76%
    • ガスの割合は低そう。短い時間で星形成をやめるのでは。
    • 将来的には回転するpassive銀河になるのでは

1709.03275 : Okamura+ "Angular momentum evolution of stellar disks at high redshifts"

  • 銀河のディスクサイズを決めているもの
    • m*=M*/M_DMH : ディスクの星質量とハロの質量比
    • j*=J*/J_DMH : ダークマターハロの角運動量のうちどれくらいが星ディスクに移送されたか
    • いろんな赤方偏移でj*, m*を測定して、ディスク形成に迫りたい
  • データ:3D-HST, GOODS-S, COSMOS, AEGIS
    • 撮像データ+ photo-z カタログ
    • z=2, 3, 4
  • 結果
    • j*/m*~0.77
      • 値としては近傍銀河と変わらず
      • 赤方偏移なし
      • M_DMH(=8e10-2e12)に対してわずかに減少(~30%)しているかも
    • 角運動量移送をするメカニズム(inflow, feedback)は席法変化すると予想されていたが、それとは違う。

1707.01094 : Price+ "Testing the Recovery of Intrinsic Galaxy Sizes and Masses of z~2 Massive Galaxies Using Cosmological Simulations"

  • MassiveFIRE simulation
    • Feedback in Realistic Environments Projectの一部
    • M*=1e10-11.5Msol galaxies
    • z=1.7-2
    • mock multi-band imageを作る
  • 疑似観測して、そこから得られた物理量と元の物理量を比較
    • Stellar Mass
      • 0.06dex underestimate, 0.15dex scatter
    • half-light radii
      • 0.1dex offset, 0.2dex scatter
      • color gradient補正をすると観測結果のほうが0.1dex大きくなった
      • aperture effectで0.1dexのバイアスが入る
    • SFGとQGで違いはなし
    • viewing angleによっるscatterへの寄与は25%
      • very massive galaxiesのnumber densityのoverestimateにつながっている
      • 0.5dex overestimate @ M*~1e11.5Msol

1707.02302 : Johnson+ "The KMOS Redshift One Spectroscopic Survey (KROSS): the origin of disk turbulence in z~0.9 star-forming galaxies"

  • KROSS galaxiesの一部の velocity dispersion
    • 472 z~0.9
  • 大部分はrotation dominated (83% : V/σ>1)
    • σmedian=43km/s
    • V/σ=2.6
  • SAMI(z~0.05), MUSE(z~0.5)のサンプルと比較
    • M*, σ、SFR, zの関係を見たい
    • M*とσに弱い相関
    • M*を固定するとσは強いz進化(でもM*ごと図だとあまり強い進化があるように見えないのだが)
    • どのzでもSFRが増えるとσも増える(でもSFR-M*も相関するのだが)
  • diskのガスが増える=>重力不安定になりやすい、というシナリオとconsistent

1707.00706 : Johnson+ "Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459: Star Formation down to 30 parsec -scales"

  • SGAS J111030.0+645950.8
    • Lensed galaxy : u=28
    • z=2.481
  • HST Imaging
    • r=30-50pcでクランプを分解してみることができた
    • SFR surface densityは他のz~2レンズ銀河のクランプと同じくらい
    • Clump UV-LFはz=0銀河と同じ
    • 100pc以下のサイズのクランプ
      • 22%のUV光を出している。
      • このようなクランプ星形成の重要な部分を担っている
      • hi-zでは星形成クランプは>1kpcオーダーという説と対立する結果。
      • 現在の観測では単に分解できていないだけ?

1707.00226 : Liu+ "The Origins of UV-optical Color Gradients in Star-forming Galaxies at z ~ 2: Predominant Dust Gradients But Negligible sSFR Gradients"

  • NUV-B color @z~2のradial gradientを調べた
    • z~1では過去にやっている
  • サンプル
    • 1335 SFRs @ CANDELS/GOODS0-S+UDS
      • 広がったUV emission
    • M*=1e9-10Msol
    • z=1.5-2.8
  • 大体、中央ほど赤い
    • 質量が大きいほど、gradientが強い
    • rest-frame FUV-NUV colorはAv(SED fittingからだしたもの)と線形相関
    • これを使うと、中心ほどダスト吸収が強い(negative dust gradient)
    • 補正すると、NUV-Bのcolor gradientはほぼなくなる。 => negative NUV-B color gradientは年齢ではなく、ダストで引き起こされているよう。

1707.00704 : Rigby+ "Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459, II: What is missed at the normal resolution of the Hubble Space Telescope?"

  • SGAS J111030.0+645950.8
  • rest-frame UVで星形成クランプの形態
    • 星形成の大部分は、24個くらいのr=30-50pcのクランプになっている。それが7kcに広がっている
    • より小さいクランプもありそうだが、分解できていない
    • とはいえ、平均したプロファイルは、exponential diskで合う。
  • 重力レンズがなかったらどのように見えるかのシミュレーション
    • 大部分の星形成はr=1.9~2.7kpc exponential diskにスムーズに広がっているように見えるはず(クランプは見えない)

1705.05404 : Wang+ "UVI colour gradients of 0.4<z<1.4 star-forming main sequence galaxies in CANDELS: dust extinction and star formation profiles"

  • z=0.4-1.4のMS銀河のradial color profile
    • rest UVJ color selection=>ACS+WFC3のデータが使える
  • radial profile
    • 0.2-2 r_eff
    • color gradientはstellar mass & global Avに非常に強く依存する
    • stellar population よりも、dust extinctionがgradientに効いているよう
    • sSFRプロファイル
      • ほぼフラット(z>1)/中心のほうが高い(z<1)
      • 例外はM*>1e10.5Msolの銀河では中心で20-25%程低下する。
  • 銀河中心部でもSFRは星質量密度とスケールする
  • ダストの量は、銀河の外縁部でも(星質量密度が低いにもかかわらず)高い

1705.03474 : Simons+ "z~2: An Epoch of Disk Assembly"

  • DEEP2 / SIGMA surveyでz=2.5-0.1までのVrot-Sigmaを調べた
  • z=0.1ではrotation suport
  • z=2だとrotation suportなのは軽い(1e9-10)銀河で50%、重い銀河(1e10-11)で70%
    • 質量に関係なくz=2=>0.1でsigmaが1/3になっている
    • 軽い銀河はVrotが1.5倍に増えている
    • abundance matchingで追うと、銀河はsigmaが減るだけでなくVrotが大きく増えている => Vrot/sigmaが大きく増えている
  • z=2がdisk assembly : rotation support diskが出現しつつある

1707.04259 : Pallottini+ "The impact of chemistry on the structure of high-z galaxies"

  • H2 chemistryが銀河形成に与える影響のシミュレーション
  • 二つのzoom-in simulation
    • 30kpc resolution, 1e10Msol galaxies @z=6
    • "Dahlia" : H2 formation に平衡モデル
    • "Althea" : 改良非平衡ネットワークモデル
  • 両方とも同じになったのは:
    • SFRとその時間変化、z=6で100Msol/yrくらいになった
    • SFR-mass main sequence / sSFR~5/Gyr
  • 異なったのは:ガスの性質
    • AltheaではH=>H2 transitionが300/cm^3で生じる : Dahliaより一桁高い
      • Altheaのほうがよりclumpyガス
      • KS則に合致する
      • SNフィードバックがより効く
      • [CII]158umで7倍明るい/H2 17umで15倍明るい
      • それでも近傍のSFR-[CII]関係に比べて暗い
    • Dahliaでは低密度、フィードバックが弱いために, KS則から3-sigmaでずれる

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Last-modified: 2019-06-10 (月) 16:46:45