**[[Reviews>./Reviews]] [#v621b2c8]
**[[輝線比診断>./輝線比診断]] [#i9a66fd6]
**[[Dust Extinction>./Dust Extinction]] [#m6c60e5f]
**[[Radio Galaxy>./Radio Galaxy]] [#f028315b]
**Galaxy Evolution [#te091550]
***[[1705.06355 : Rutkowski+ "The Lyman Continuum escape fraction of emission line-selected z∼2.5 galaxies is less than 15%">https://arxiv.org/pdf/1705.06355.pdf]] [#h92d9c77]
-HST F275W, F606W image + Grism spectroscopy
--O2 emitter : 208
--O32>5 emitter : 13
-Stacking解析
--LYCは受からず。
--O2emitter : fessc<5.6%
--O32>5 emitter : fesc<14%
***[[Blind Surveys>./Blind Surveys]] [#l6fc50e9]
***[[z=1-3 Galaxies>./z=1-3 Galaxies]] [#obe8b557]
***[[z&gt;5 Galaxies>./zgt5 Galaxies]] [#z92c7e2c]
***[[Submm Galaxies>./Submm Galaxies]] [#c131b660]
***[[Simulation>./Simulation]] [#uf140f68]
***[[FIR Emission Line>./FIR Emission Line]] [#md6abdd5]
***[[Emitters>./Emitters]] [#z89e25bf]
***[[Quiescent Galaxies>./Quiescent Galaxies]] [#db4586c4]
***[[Morphology/Structure>./Morphology Structure]] [#z11e439c]
***[[Molecular Gas>./Molecular Gas]] [#rfb70a65]
***[[Absorption Line Systems>./Absorption Line Systems]] [#hb8ca55f]
***[[Quasar/AGN Host>./Quasar AGN Host]] [#yc214359]
***[[Cluster Galaxies>./Cluster Galaxies]] [#r75a5a02]
**[[Hi-z Quasars>./Hi-z Quasars]] [#c4728182]
**[[Local Galaxies>./Local Galaxies]] [#ibaef5fd]
**[[Reionization>./Reionization]] [#d4c70533]
**[[Instruments>./Instruments]] [#gc033eac]

***[[1705.06296 : Magdis+ "Dust and Gas in Star Forming Galaxies at z~3 - Extending Galaxy Uniformity to 11.5 Billion Years">https://arxiv.org/pdf/1705.06296.pdf]] [#bf13ebd0]
-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。


***[[1705.05858 : 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。

***[[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">https://arxiv.org/pdf/1705.06179.pdf]] [#cbfaf934]
-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 

***[[1705.05728 : North+ "MUSE-inspired view of the quasar Q2059-360, its Lyman alpha blob, and its neighborhood">https://arxiv.org/pdf/1705.05728.pdf]] [#m2b3c0a1]
-z=3.08 RQ quasar Q2059-360
--small LABが近くにある
--proximate DLA systemがある
-MUSE IFU followup
--faint filamentary emission ~ 80kpc
--LAE 2天体検出 207kpc, 265kpc

***[[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">https://arxiv.org/pdf/1705.05404.pdf]] [#fea00ae3]
-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

***[[1705.02649 : Farrah+ "The role of the most luminous, obscured AGN in galaxy assembly at z~2">https://arxiv.org/pdf/1705.02649.pdf]] [#j8c9f939]
-12 DOGs のHST-F160W撮像
--@z=1.8-2.7
--LIR=2-15e13Lsol
-3/4がmerger
--でも、これはz^2 massive galaxyと統計的に違いがない
--DOGsは典型的なhi-z massive galaxy?
--AGNは"flickering"?

***[[1705.02567 : Hayashi+ "Evolutionary phase of gas-rich galaxies in a galaxy cluster at z=1.46">https://arxiv.org/pdf/1705.02567.pdf]] [#qec447ca]
-z=1.46 cluster ALMA-B3 obs : CO(2-1)
-銀河団中心ではCO(2-1)は受かっていない
-ガスが多い銀河は、最近銀河団に入ってきた?
--ram-pressure strippingが効いている?

***[[1705.03014 : Feldmann "Are Star Formation Rates of Galaxies Bimodal?">https://arxiv.org/pdf/1705.03014.pdf]] [#ja34b243]
-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

***[[1705.03062 : Noble+ "ALMA Observations of Gas-Rich Galaxies in z~1.6 Galaxy Clusters: Evidence for Higher Gas Fractions in High-Density Environments">https://arxiv.org/pdf/1705.03062.pdf]] [#e486073a]
-z=1.6 cluster(3つ) 銀河11天体でCO(2-1)検出
-Mgas=0.5-2e11Msol
-fgas~0.6
--field scaling relationから大幅に外れている

***[[1705.03769 : Hewlett+ "The redshift evolution of major merger triggering of luminous AGN: a slight enhancement at z∼2">https://arxiv.org/pdf/1705.03769.pdf]] [#f0f20100]
-AGNはmajor mergerでトリガされるのか?
-106 X-ray selected AGN @ z=0.5-2.2 in COSMOS
-AGN luminosityとmerger featureには相関無
--特にlow-zでは
--z=2ではAGNは乱れた形態の銀河にいる率が4倍だった
--それでも15%。
-z=2ではある程度major mergerはAGNfuelingにきいているが、dominantではなさそう。
-z=0ではmajor mergerはAGNをトリガしていなさそう


***[[1705.03680 : Jones+ "Overdensities of SMGs around WISE-selected, ultra-luminous, high-redshift AGN">https://arxiv.org/pdf/1705.03680.pdf]] [#q2085f9d]
-WISE-HotDogs(z=2.4)/AGNs(z=1.7)の周りにLIRGsがいないか?
--overdensityがある
--SCUBA2-S2CLSのサンプルの周りではoverdensityがないが
-明るいほどoverdense

***[[1705.03503 : Danielson+ "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Spectroscopic redshifts"]] [#x634ffdd]
-ALMA-LESS S870>2mJyサーベイの分光フォローアップ
--52 spec-z, z_medina=24
--23%がz>3
-多くがアウトフローあり。最大2000km/s
-M*=6e10Msol
--MSに比べて5倍星形成している

***[[1705.03479 : Stach+ "ALMA pin-points a strong over-density of U/LIRGs in the massive cluster XCS J2215 at z=1.46">https://arxiv.org/pdf/1705.03479.pdf]] [#y66a26f4]
-z=1.46 cluster coreの ALMA 1.2mm imaging
--14sources
--6obj : CO(2-1), CO(5-4) detection
-Total > 1000Msol/yr within 500kpc
-galaxy-galaxy interactionがトリガ?
-CO54/21=0.37 : bright SMGと同じくらいのexcitation
--外側の冷たいガスははぎとられている?

***[[1705.03474 : Simons+ "z~2: An Epoch of Disk Assembly">https://arxiv.org/pdf/1705.03474.pdf]] [#n47e08d8]
-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

***[[1705.01946 : Guo+ "CANDELS Sheds Light on the Environmental Quenching of Low-mass Galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.01946.pdf]] [#e593f22c]
-CANDELSのz=0.5-1 quiescent galaxiesのenvironmental quenching の評価
-最も近いmassive companionまでの距離(d_proj)は、星形成銀河に比べて有意に小さい

***[[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。


***[[1705.01174 : Sklias+ "Insights on star formation histories and physical properties of 1.2≤z≤4 Herschel-detected galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.01174.pdf]] [#j0ace2e3]
-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。

***[[1705.01127 : Shimakawa+ "Identification of variability in recent star formation histories of local galaxies based on Hα/UV ratio">https://arxiv.org/pdf/1705.01127.pdf]] [#z38c3f9e]
-AKARI-GALEX-SDSS銀河でHa/UV比とdMSとの関係
-相関有
-MSの分散を0.04dex広げる効果になっている(全体は0.36dexなので小さいが)

***[[1705.01101 : Khostovan+ "The clustering of Hβ+[OIII] and [OII] emitters since z~5: dependencies with line luminosity and stellar mass">https://arxiv.org/pdf/1705.01101.pdf]] [#n805cab7]
-7000個のHb+[OIII](z=0.8-3.2)) & [OII](z=1.5-4.7) emitter clustering
-HbO3 emitter : Mhalo=1e10.7-12.1Msol, O2 emitter : Mhalo=1e11.5-12.6Msol
-lineが強いほどclusteringも強い。見かけ上z依存しないが、luminosity evo.をいれるとする。

***[[1705.00013 : Montero-Dorta+ "OBSERVATIONAL EVIDENCE OF GALAXY ASSEMBLY BIAS">https://arxiv.org/pdf/1705.00013.pdf]] [#obb728be]
-SDSS LRGのスペクトルフィット
-Formation @ z=5 と z=1.5に分かれる
-z=5のほうがclustering が強い。assembly bias

**Reionization [#d4c70533]
***[[1705.05398 : Hassan+ "Constraining the contribution of active galactic nuclei to reionisation">https://arxiv.org/pdf/1705.05398.pdf]] [#jed06fc0]
-AGNのreionizationへの寄与の評価を行った。
--Constant Quasar Halo Occupation Distributionを仮定
-AGN onlyだと、reionizationはz=5
--AGNはmassive halo にバイアスされているため => clustering 大 => laterformation time
--AGNからはLarger ionizing bubbleができる
-faint AGNがもっとあっても、reionizationには全然足りないだろう。

**LAE [#z3a2a1fd]
***[[1705.00733 : Shibuya+ "SILVERRUSH. III. Deep Optical and Near-Infrared Spectroscopy for Lya and UV-Nebular Lines of Bright Lya Emitters at z=6-7">https://arxiv.org/pdf/1705.00733]] [#l4eab538]
-SILVERRISH(21sq deg)で検出されたz=6-7 LAE 21個が分光同定
-明るい7天体のNIR分光 => CIV}1548,1550が僅かに検出
-CR7でもHeIIは検出できなかった
-同じzのLBGで受かっている他の輝線は受からず。

**Absorption Line Systems [#be5bd7d5]
**[[1705.03476 : Lau+ "Quasars Probing Quasars IX. The Kinematics of the Circumgalactic Medium Surrounding z ~ 2 Quasars">https://arxiv.org/pdf/1705.03476.pdf]] [#r49935e9]
-z~2 quasarホストを吸収線系で探る : 112 quasar pair
-輝線で決めた赤方偏移で、スタッキング
-吸収線CII, CIV, Mg2
-->300km/sの幅 : outflowは必要なさそう

**Galaxy Structure [#a8d443a8]
***[[1705.02348 : "External versus internal triggers of bar formation in cosmological zoom-in simulations">https://arxiv.org/pdf/1705.02348.pdf]] [#d14dbad2]
-cosmological simulationでバーができるか
-minor merger/close fly-byがバー形成を多少は遅らせる
-diskが十分に重くなると、バーはほぼ確実にできる

***[[1705.00637 : Neumann+ "A combined photometric and kinematic recipe for evaluating the nature of bulges using the CALIFA sample">https://arxiv.org/pdf/1705.00637.pdf]] [#t16bec89]
-CALIFAデータで、2次元速度場でPsudoBとCBの区別をつける
-C_20,50=r20/r50をつかって分類できそう。nbとよく相関する
z~2: An Epoch of Disk Assembly


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