**[[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]
***[[1706.05017 : Lee-Brown+ "The Ages of Passive Galaxies in a z=1.62 Protocluster">https://arxiv.org/pdf/1706.05017.pdf]] [#cc205d82]
-z=1.62 protocluster IRC0218
--14 members
--multiband imaging => quiescent galaxy
--HST G102, G141 grism spectroscopy : Dn4000から年齢
-年齢と質量
--M*>1e10.85Msolで f_quiescent=1 / fieldではf_quiescent=0.45
--M*=1e10.2-10.85 Msolで f_quiescent=0.4 / fieldではf_quiescent=0.28
--stellar ageとM*には相関はない
=> merger driven mass redistributino
-f_quiescent進化がz=1=>1.6で見られる。
--z=3高密度領域でred sequenceがみられることとconsistent
***[[Blind Surveys>./Blind Surveys]] [#l6fc50e9]
***[[z=1-3 Galaxies>./z=1-3 Galaxies]] [#obe8b557]
***[[z>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]

***[[1706.05785 : Koptelova+ "Discovery of a very Lyman-α-luminous quasar at z=6.62"]] [#g23ade66]
-PSO J006,1240+39.2219
--z=6.618
--L_Lya=8e11Lsol =0.03 Lbol
--FWHM=1300km/s : 狭い 
--UVで早い時間変動を示す
---日のタイムスケール(rest frameで)
---Local NLS1に似ている
---このクエーサーはactive phaseにあって、Eddington limitでBH成長している?

***[[1706.04613 : Stefanon+ "HST imaging of the brightest z~8-9 galaxies from UltraVISTA: the extreme bright end of the UV luminosity function">https://arxiv.org/pdf/1706.04613.pdf]] [#q43fe6c6]
-COSMOS/UltraVISTA 1.6deg^2
--16 Y&J dropouts (Y~25.6 5sigma limit), H=24.8-25.5mag 
-- 3/5 robust z=8-8.7, 2/5 seems z~2
-HST/WFC3 follow-ups
--3 z>8 candidates detected
--z=9近くの可能性高い
--beta=-1.97 : z=4-6 LBGくらべて少し青い? / z~7銀河と同じくらい
--r=0.9kpc : z=11, z~7銀河と同じくらい
--UV-LF も出した

***[[1706.04614 : Smit+ "Measurement of rotation in two galaxies in the Epoch of Reionization from ALMA-detected [CII] emission">https://arxiv.org/pdf/1706.04614.pdf]] [#d5227e03]
-z>6 [CII]158
--z=6.8540, 6.8076
--L_CIIは過去に検出されたz>6.5 LAEのものよりも高い
---LAEと異なった種族を見ているのか
--空間的に広がっており(6~8kpc)、速度勾配あり(111, 54km/s)
---回転と解釈すると、Vrot/σが小さめのディスク
---M*/Mdynはz~2 HAEと同じくらいか (M*~2e9Msol)
-IRX-beta : z>6.5 LAEにくらべて、beta~-1.2と大きめ、IRXは1dex以上小さい

***[[1706.04620 : Goto+ "No Lyα emitters detected around a QSO at z=6.4: Suppressed by the QSO?">https://arxiv.org/pdf/1706.04620.pdf]] [#x18f99b9]
-SuprimeCam NB906 obs ofz=6.4 QSO
--5400cMpc^3 volume
--6.4hr exposure
---過去のz=5.7サーベイ(200cMpc^3)より大幅に大きい
--100 LAE (NB906<25magAB)が見つかるはず
=> 検出無し
=> number density upper limit は一ケタ以上少ない
=> 少なくとも10pMpcにわたってLAEが欠乏している模様
- QSO UV放射で星形成が抑制されている?
- 1pMpcくらいまではありうるが、それより広いところは説明がつかない

***[[1706.04789 : Maddox+ "Far-infrared emission in luminous quasars accompanied by nuclear outflows">https://arxiv.org/pdf/1706.04789.pdf]] [#a3b2e77d]
-Herschel-ATLAS DR1でhi-z quasarを探した
--z=1.6-4.8 : SDSSスペクトルにCIVが来る
--BALは除外
-FIRで明るいquasarはbroad CIVの青側にexcess
--強いoutflowか

***[[1706.01886 : Oyarzun+ "A Comprehensive Study of Lyα Emission in the High-redshift Galaxy Population">https://arxiv.org/pdf/1706.01886.pdf]] [#ra73b330]
-z=3-4.6の銀河のLyA輝線についての性質を調べた
--M* selected 625 galaxies from 3DHST/CANDELS
--M*=1e7.6-10.6Msol
--Michigan/Magellan Fiber System(M2FS)分光

=> W_Lya, f_esc
-両方ともM*, SFR, L_UV, betaと逆相関する
-W_Lyaの分布はM_UV(UV absolute magnitude)の観測の限界感度に依存している
--狭帯域サーベイではW_Lyaで選択すると小さいM*の天体にバイアスされる
--低い星形成率の銀河は除外されてしまう
-z=4-7のLBGのLAEの割合のモデル予想もした
--z>6でLAEの割合が低下する現象は、上記のM_UVのincompletenessで説明できる。

***[[1706.03018 : Lu+ "ALMA [NII] 205 micron Imaging Spectroscopy of the Interacting Galaxy System BRI 1202-0725 at Redshift 4.7">https://arxiv.org/pdf/1706.03018.pdf]] [#qc7eb121]
-ALMA [NII]205um観測
--BRI1202-0725 @z=4.7
--QSO+SMG+LAE天体
-[NII],continuumをQSO本体とSMG両方で検出
--[NII]輝線で空間的に広がっているQSO: 9kpc, SMG: 14kpc
--continuum : 0.7"分解能でも分解できず
-[NII]/CO(7-6)輝線比 => Tdust=43K (beta=1.8を仮定)
--Local LIRGと同じくらい
-SFR=5.1e3 / 6.9e3 Msol/yr for QSO /SMG
-M_gas= 5e11 / 5e11 Msol
-t_dep= 1e8 / 7e7 yrs


***[[1706.02745 : Christensen+ "A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation">https://arxiv.org/pdf/1706.02745.pdf]] [#w4ed2f0b]
-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">https://arxiv.org/pdf/1706.02311.pdf]] [#e656f1fe]
-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

***[[1706.01263 : Repp+ "Hubble SNAPshot observations of massive galaxy clusters">https://arxiv.org/pdf/1706.01263.pdf]] [#h2c48af0]
-Hubble SNAPshot survey
--z=0.3-0.5 X-ray selected clusters : from MACS sample
特長
-high lensing efficiency 
-bluest BCGを見つけた。X-ray peakにいる
--赤いBCGに比べて構造を持っている
--L_X-optical richness 関係を確立できた

***[[1706.01366 : Webb+ "Detection of a Substantial Molecular Gas Reservoir in a brightest cluster galaxy at z = 1.7">https://arxiv.org/pdf/1706.01366.pdf]] [#y94456b5]
-z=1.7 cluster のBCGでCO(2-1)検出
--LMT/RSRによる検出
--FWHM=569km/s, 単一コンポーネント
--HST-NIRでは複数のコンポーネントが見えているのだが。
--Mgas=1e11Msol, fgas=0.4
--SFR_IR=860Msol/yr => tdep=100Myr
-このような大量のガスはどのように銀河団中心に集積したのか。
--cooling flow, major merger, striping gasi?よくわからん

***[[1706.00589 :Miettinen+ "On the Kennicutt-Schmidt scaling law of submillimetre galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.00589.pdf]] [#ma2202d9]
-SMGのKS-lawを検証
-ALMA 870um continuum/0.2" 
--30 SMG in COSMOS field, 1.1mm selected
-MS, starburstにわけて解析
--ΣSFR_MS~Σgas_MS^0.81
--ΣSFR_SB~Σgas_SB^0.84
--傾きや緩い。
--有意な違いはない
-Σgas>~1e3.9Msol/pc^2 => eddington limited
--面密度は最も高いものに類する。ΣSFR=2e10Msol/yr/kpc^2
-t_depletion : 480Myr / 370Myr


***[[1706.00426 : Koprowski+ "The evolving far-IR galaxy luminosity function and dust-obscured star-formation rate density out to z~5">https://arxiv.org/pdf/1706.00426.pdf]] [#sd2f33b5]
-FIR-LFの進化をz~5まで追った
--SCUBA2/JCMT + ALMAデータ
--Faint-end slopeはフラット => luminosity densityは~L*天体で決まる
-ただし、これまでの研究では~L*天体の数密度は大幅にoverestimateしているよう。
--z>4ではCSFRDはUV-SFGがdominateしている
-FIR-LFの進化はluminosity evolution+negative number density evolution
--Luminosity進化が非常に強いということか
--z>5でもsubmm sourceが見つかる理由でもある(CSFRDへの寄与は小さいが)
--AGNと同じような傾向だね。co-evolutionしているからか。

***[[1705.10327 : Malavasi+ "Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since z≃3">https://arxiv.org/pdf/1705.10327.pdf]] [#mc4943fe]
-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。


***[[1705.10330 : Lee+ "A radio-to-mm census of star-forming galaxies in protocluster 4C23.56 at z=2.5 : Gas mass and its fraction revealed with ALMA">https://arxiv.org/pdf/1705.10330.pdf]] [#q5dd229d]
-RG 4C23.56@z=2.49 protocluster
--HAE 22天体:星形成銀河メンバー
---M*>4e10Msol
---MS galaxy
--ALMA CO(3-2)+1.1㎜ dust continuum
--7/22 : CO detection => Mgas=0.3-1.8e11Msol / fgas~0.53 
--19/22 : 1.1mm detection
-5 CO検出は、銀河の面密度が一番高いところで検出された。

***[[1705.10530 : Stacey+ "Gravitational lensing reveals extreme dust-obscured star formation in quasar host galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.10530.pdf]] [#lafb4526]
-104 GL quasar @z=1-4
--Herschel/SPIRE
--87天体で検出
--ダスト温度、質量、星形成率、LFIR
-82天体でダスト放射スペクトル
-隠された星形成72天体
--SFR=220Msol/yr
--LFIR=6.7e11Lsol
--AGNフィードバックはそんなに急激に星形成を止めない?
--RL / RQの間の違いは見えず。radio mode feedbackはきかない?

***[[1705.10846 : Kirkpatrick+ "A controlled study of cold dust content in galaxies from z=0−2">https://arxiv.org/pdf/1705.10846.pdf]] [#kfef8dab]
-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

***[[1705.10799 : Krishnan+ "Enhancement of AGN in a protocluster at z=1.6">https://arxiv.org/pdf/1705.10799.pdf]] [#ja2ef247]
-Cl0218.3-0510@z=1.62にAGNがどれくらいあるか
--Chandra imaging
--fieldにくらべて23倍もAGNが多い
---2倍はmassive galaxyのoverdensityのせい
---中心のほうがAGNが多い(中心3分角)
---AGNの性質(color, M*, hardness, L_X)自身はfieldと違わない
-mergerの比率が高いので、銀河衝突がAGNをトリガしている?

***[[1705.09931 : Paraficz+ "ALMA view of RX J1131-1231: Sub-kpc CO (2-1) mapping of a molecular disk in a lensed star-forming quasar host galaxy">https://arxiv.org/pdf/1705.09931.pdf]] [#x41c4dff]
-RXJ1131-1231
--z=0.654 GL SF/QSO composite galaxy 

-LMA 2mm continuum + CO(2-1) obs, 0.24-0.4" resolution
--continuumはコンパクト
--CO(2-1)は広がってeinstein ringを作っている
-source plane
--0.4kpc空間分解能
--CO : rotating disk, 280km/s - 5kpc => Mdyn=1.5e11Msol
--ToomreQ=1.078
--turbulent star fomation, clumpy
--Mgas=8.3e10Msol 

***[[1705.09660 : Riechers+ "Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-Luminous "870 micron Riser" Galaxy at z~6">https://arxiv.org/pdf/1705.09660.pdf]] [#qaa000e1]
-ADFS-27
--z=5.655
--Herschel/SPIRE, APEX/LABOCA selected 870um riser
-3mm ALMA scan
--CO(5-4), CO(6-5) detection
--tentative H2O(2_11-2_02)
--Mgas=2.5e11Msol
--LIR=2.4e13Lsol ; SFR=2400Msol/yr, tdep=100Myr
-2 continuum components
--1.8kpc+2.1kpc diam, 9kpc離れている
--ΣSFR=730 / 750 Msol/yr/kpc^2 : maximum starburst
-このような天体のspace densityはこれまで思っていたより高い。z=6 qso, z>3 massive QGの存在とconsistentになっているか。


***[[1705.10283 : Balashev+ "CO-dark molecular gas at high redshift: very large H2 content and high pressure in a low metallicity damped Lyman-alpha system">https://arxiv.org/pdf/1705.10283.pdf]] [#h6bedbf8]
-z=2.786 DLA system, H2 rich
--N_H2=21.21 : 高密度。13CO selected cloud in MWくらい
--lowest metallicity : [Zn/H]=-1.52 : 以下のけっかと一致する
---T=120K : 高い。
---Av<0.1
---COが受かっていない => XCO>2e23 cm^-2/(km/s K)
-n~300/cm^3 => high thermal pressure 3-5e4 /cm^3 K

***[[1705.08662 : Decarli+ "Rapidly star-forming galaxies adjacent to quasars at redshifts exceeding 6">https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1705/1705.08662.pdf]] [#wf19131d]
-z=4ですでに1e11Msolの楕円銀河がある=>z>6で>100Msol/yrの銀河が必要
--そのような銀河は1天体を除いてクエーサー
-z>6 quasar compatnionから[CII]検出
--速度オフセット < 600km/s
--位置オフセット <600kpc
--SFR_C2>100Msol/yr
--4/25 z>6 クエーサーから検出
-検出された天体がC2 NCのbright endであれば、z=4 massive galaxy formationを説明するのに十分

***[[1705.08215 : Herenz+ "The MUSE-Wide Survey: A first catalogue of 831 emission line galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.08215.pdf]] [#te56eddf]
-22.2arcmin^2(goal 100arcmin^2) at CANDELS/CDFS
--1hr/pointing
-831 emission line galaxies @z=0.04-6
--237 LAE@z=3-6
--351 O2E
--189 O3E
--46 HAE
-photo-z vs spec-z
--z<1.5 : deltaz=4e-4, 6% outlier
--z>3 LAE : deltaz=0.26, 23% outlier

***[[1705.07986 : Mundy+ "A consistent measure of the merger histories of massive galaxies using close-pair statistics I: Major mergers at z<3.5">https://arxiv.org/pdf/1705.07986.pdf]] [#w1b0aa15]
-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

***[[1705.07912 : Strandet+ "ISM properties of a Massive Dusty Star-Forming Galaxy discovered at z ~ 7">https://arxiv.org/pdf/1705.07912.pdf]] [#l759cc14]
-SPT0311-58@z=6.9
--ALMA 3mm scan => CO65, C76, CI21 
--ATCA CO32
--APEX CII
-ISM property : CO+CI
--2component
--重力レンズ効果は除去前
--radius~4kpc
--Tdust=36+115K
--Mdust=5.2e9Msol+4.8e8Msol
--Mgas=5.7e11+5.3e10Msol
--SFR=4100Msol/yr
--tdep=150Myr
--alpha_CO=5.5/3.1Msol/K/km s /pc^2 (近傍ULIRGで0.8なので、かなり大きい):密度が非常に大きいせいか
-[CII]/FIR=7.3e-4 : 他のSPTサンプルと同じくらい、

***[[1705.07655 : Greis+ "Radio observations confirm young stellar populations in local analogues to z∼5 Lyman break galaxies"]] [#tff5c174]
-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? 

***[[1705.07596 : Andrews+ "Galaxy And Mass Assembly: the evolution of the cosmic spectral energy distribution from z = 1 to z = 0">https://arxiv.org/pdf/1705.07596.pdf]] [#e4e04fc7]
-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

***[[1705.07125 : Vernet+ "Are we seeing accretion flows in a 250kpc-sized Ly-alpha halo at z=3?">https://arxiv.org/pdf/1705.07125.pdf]] [#r69986fa]
-MUSE - MRC0316-257 obs
--1e-19cgs.arcsec
--250kpcまで広がるLyA emission, arc-like
--一番離れたところで700km/s offset
--RGに近づくほど幅が狭まり、オフセットも小さい
--radio jetでexcitation, AGNでionization
--shock heatingもおこしている。

***[[1705.07090 : Smolcic+ "The VLA-COSMOS 3~GHz Large Project: Cosmic evolution of radio AGN and implications for radio-mode feedback since z~5">https://arxiv.org/pdf/1705.07090.pdf]] [#p0e486c1]
-COSMOS 1800 radio AGN at z<5
-- M*=3e10-11Msol
-1.4GHz luminosity function evolution
--phi=(1+z)^(2-0.6z)
--L*=(1+z)^(2.88-0.84z)
--z~1.5でluminosity/number densityにturnover
-kinetic luminosity densityに変換
--radio-mode feedbackになるか
--hot gasのradiative cooling分をあたためるのに十分である


***[[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%

***[[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 

***[[1705.05404 : 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

***[[1705.01559 : 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。

***[[1705.01101 : 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]
***[[1706.03586 : Hu+ "First Spectroscopic Confirmations of z ≈ 7.0 Lyα Emitting Galaxies in the LAGER Survey">https://arxiv.org/pdf/1706.03586.pdf]] [#waf9dbcc]
-LAGER : COSMOS z~6.9 LAE survey
-candidate followup
--9 detection / 12candidates
--IMACS/Magellan
--3 luminous LAE : L_Lya~1e43.4cgs
=> Lya LFのbright-end bumpはおそらくrealだろう
=> patch reionization scenarioをサポートする結果
--うち2天体は1.1Mpc/170km/sしかはなれていない。おそらく同じionizing bubbleにいるのではないか
-一天体でtentative NV 1240が検出 : AGNか

***[[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

***[[1705.00733 : 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。

**Quiescent Galaxy [#db4586c4]
***[[1706.03438 : Ichikawa+ "Recently Quenched Galaxies at z = 0.2 - 4.8 in the COSMOS UltraVISTA Field">https://arxiv.org/pdf/1706.03438.pdf]] [#jf9cab80]
-COSMOS-UltraVISTA field
-recently quenched galaxy(RQG)@z=0.2-4.8
--NUV-r / r-J diagramで選出
--mass function
--morphology
-z>1で広いmass rangeでnumber densityに進化
--low-mass RQGがz<1で急速に進化
--migrationが大きなdriverか
-形態は、SFGとpassive銀河の中間くらい
-RQGは銀河進化で大きな変換時期/spheroidal componentを作っている

***[[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

**Absorption Line Systems [#be5bd7d5]
***[[1706.03075 : Joshi+ "[O II] nebular emission from Mg II absorbers: Star formation associated with the absorbing gas">https://arxiv.org/pdf/1706.03075.pdf]] [#z1d0b4bc]
-198 strong MGII 吸収線系
--z=0.35-1.1
--quasars in SDSS
-[OII]輝線検出
--L_OII : sub-L*銀河と同じくらい。
--SFR=0.5-20Msol/yr
--検出率はW_2796, zが大きくなるほど高くなる
--W_2796とL_OIIに相関は見られない
--L_OIIとzの間には強い相関
-stacked スペクトル
--metallicity : logZ~8.3
--ionization parameter : logq~7.5
--M*=1e9.3Msol

***[[1705.08925 : BOsman+ "A deep search for metals near redshift 7: the line-of-sight towards ULAS J1120+0641">https://arxiv.org/pdf/1705.08925.pdf]] [#x26e135b]
-z=7.1 quasar ULASJ1120+0641
--X-Shooter 30hr obs
-7 absorber @ z>5.5
-- CIV @ z=6.51
-- CIV absorberのnumber densityはz=5-7でえ変化せず
--Weak Mg2 absorber (W_rest<0.3A)@z=5.9-7のかずは予想より多い。
---z<2.5のトレンドと同じ
---このようなシステムを作るメカニズムは既にz~7に存在sていた

***[[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

**Local Galaxy Structure [#a8d443a8]
***[[1706.04754 : Zhou+ "The SAMI Galaxy Survey: energy sources of the turbulent velocity dispersion in spatially-resolved local star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.04754.pdf]] [#x651099c]
-HII領域の乱流のエネルギー源は?
-SAMI survey
--近傍星形成銀河8天体
--shock/outflow, AGNがないもの
-sub-kpcスケールでσはΣSFRに対してフラット
--feedback drivenモデルよりもσは小さい
--星形成フィードバックモデル以外にenergy sourceがありそう
---重力、galactic shear?
---MRI (磁気回転不安定性)?

***[[1706.01884 : Spector+ "EIG - II. Intriguing characteristics of the most extremely isolated galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.01884.pdf]] [#n4337363]
-Extremely Isolated Galaxyの環境依存性
--41 EIGs
--Optical+HI ALFALFA z
--Ha+SEDデータ : SFR, SFH, 形態分類
-孤立しているからといって、フィールド銀河と比べて星形成が違うわけではない
--大体がblue cloud
--SF-M* Main sequence にのる
--星形成領域の分布は非対称で、クランプがある
-環境依存性
--孤立しているほどM_HIは小さく、早期型銀河の割合が増える
-早期型EIGも晩期型も、同じcolor-M*, SFR-M, M_HI-M**関係に乗る。
--星形成、色、ガス比を規定するメカニズムは早期型でも晩期型でも同一である
--逆に、EIGの形態は星形成、色、ガス比で決まっているわけではないということになる

***[[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

**Local LIRGs and SFGs[#p8c62124]
***[[1705.09663 : Herrero-Illana+ "Star formation and AGN activity in a sample of local Luminous Infrared Galaxies through multi-wavelength characterization">https://arxiv.org/pdf/1705.09663.pdf]] [#k8ef9b41]
-11 local LIRGs
--8.4GHz VLA + NIR obsで中心100pcを分解
--AGN/starburst活動の切り分け
--10天体は、starburst dominated
--NGC6926はAGN contributionが64%(NGC6926だけyoung burst:9Myrであった)


***[[1705.08367 : Pereira-Santaella+ "Far-infrared metallicity diagnostics: Application to local ultraluminous infrared galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.08367.pdf]] [#c7ba3312]
-FIR line diagnosis
--CLOUDY model
--O3 52um, 88um, N3 57um
---(2.2x[O3 88]+[O3 52])/[N3 57]
---AGNがあってもrobust metallcity indicator
--O3 88um/N2 122um
---ionization parameter依存はあるがZ sensitive
-19 local ULIRGs/Spitzer+Herschel dataに適用
--Zgas=0.7-1.5Zsol
--過去の測定とよく合う

***[[1706.00881 : Senchyna+ "Ultraviolet spectra of extreme nearby star-forming regions --- approaching a local reference sample for JWST">https://arxiv.org/pdf/1706.00881.pdf]] [#d51d2511]
-nearby dwarfs : Z<0.5Zsolの星形成が観察できる
--z>6銀河で見られる、high ionization UV lineのテスト
-HST/COS UV spectra
--10 HeII emitter in SDSS optical spectra
--12+logO/H=7.8-8.5
--large sSFR=100/Gyr
--CIII] EWはz>6のものと同じくらいある
-Z<0.2Zolで、急激にスペクトルの性質が変わる!!
--minimal stellar wind
--prominent HeII and CIV
 => Heの電離光子と水素の電離光子の比が一ケタ増えたと解釈できる
-標準のstellar population modelでは説明できず。
--stripped binary, very massive O-starのようなこれまで無視されてきた星種族か?


***[[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)


**Local ETGs [#id568187]
***[[1706.02704 : van der Burg+ "The abundance of ultra-diffuse galaxies from groups to clusters: UDGs are relatively more common in more massive haloes">https://arxiv.org/pdf/1706.02704.pdf]] [#i4dd15e9]
-UDG はよりDMHが小さい領域にもいるのか?
-- UDG abundance のDMH依存性はどうなっているのか
-Galaxy groupでのUDG探し
--GAMA surveyのz_specがある325グループ
--r-band面輝度>25.5mag/arcsec^2のものまで探す
-M_200=1e12Msolのグループまで、UDGの密度超過が見えた
--N_UDG(<R_200)~M_200^1.11で数密度がスケールする
--N_Bright~M_200^0.78なので
--UDGはmassive clusterに偏在している
-原因は?
--groupでのUDG破壊率が高い?
--massive haloのほうがUDG形成率が高い?


***[[1706.02521 : Lee+ "Detection of a Large Population of Ultra Diffuse Galaxies in Massive Galaxy Clusters: Abell S1063 and Abell 2744">https://arxiv.org/pdf/1706.02521.pdf]] [#s561719e]
-Abell S1063(z=0.348), Abell2744(z=0.308)でUDFを大量に発見
--HFF F814W, F105W image
--47/40 天体検出
---red sequenceの一番暗い端にいる
---SSPmodel : M*=1e8-9Msol
---Total mass : 大部分はM200=1e10-11msol / 一番重い人が1e11-12Msol
--分布は中心100kpc以内では平坦になる
---総数は 7790/814個くらいいる
---total UDG mass>1e13Msol
--大部分のUDGはdwarf galaxy origin, 一部はL* galaxyだけど星形成に失敗したものか

***[[1705.10521 : Kokusho+ "A star formation study of the ATLAS3D early-type galaxies with the AKARI all-sky survey">https://arxiv.org/pdf/1705.10521.pdf]] [#o018722f]
-近傍早期型銀河をPAHで星形成を探る
-260 ETGs from ATLAS3D
--HI, CO観測あり
--AKARI, WISE, 2MASSのデータを足す
-SEDフィット : stellar+PAH+dust成分
-non-CO : L_MIRとL_stellarがよく相関, stellar dust emission
-CO : M_COとL_PAH, L_dustが強い相関。SFR=0.01-1Msol/yr
-local ETGは星形成銀河と同じ星形成則に従う。SFEは星質量や年齢に依存しない。

**Instruments [#q31a834b]
***[[1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters">https://arxiv.org/pdf/1706.05063.pdf]] [#cacf0e31]
***[[1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters">https://arxiv.org/pdf/1706.05063.pdf]] [#zf1ade38]
-JWST filters : MIRI. NIRCAM
--0.6-7.7um : NICAM 8 bands
-galaxy SED fitting simulation
--1542 gals
--z=7-10
--0.1Gyrで年齢が決まる
--E(B-V)は0.06magで決まる
--z=M*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
--NIRCamしか使わないと
---z=7-9ではM*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
---z=10では4000A breakをNIRCamで拾えなくなる。M*/sSFRのoutlierが20%/90%以上増加する
---強いnebular emissionがあると、さらに困難になる。


***[[1706.03067 : Brandt+ "Data Reduction Pipeline for the CHARIS Integral-Field Spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1706.03067.pdf]] [#p55e2440]
-CHARISのIFU data reduction pipeline
-前半はH2RGの性能評価
--ramp-sampleのやり方
-[[http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/>http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/]]

***[[1705.09035 : Ellis+ "Photonic ring resonator filters for astronomical OH suppression">https://arxiv.org/pdf/1705.09035.pdf]] [#i1b22f67]
-Ring Resonatorで導波管をとおる特定の波長の光をフィルタ/選択する
--NotchフィルタとしてOH夜光が除去できる
---mλ=n_eLのものが除去される:n_e=実行屈折率、L=リングの円周
--波長コムとしてつかえるかも?
--FSRを十分にとるには、リング半径は<10umが必要
--高い屈折率のコントラストを持つSiやSi3N4
-OH夜行除去フィルタ
--各輝線ごとにリングが必要
--望遠鏡からの光をphotonic lanternで複数のシングルモードファイバーに入れる=>それをring resonatorに入れる=>夜光除去されたらサイドphotonic lanternで一つのマルチモードファイバにまとめ、分光器に入れる
--感度工場シミュレーション
---notch width=200pm, notch=40dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが4.5倍(J)/10倍(H)になる
---notch width=100pm, notch=10dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが2.5倍(J)/2.5倍(H)になる
---J-bandではnotch widthを100-200pmで動かしても感度向上変わらない。H-bandだとnotchが大きいときに非常に効く(2倍以上)
--試作品 
---self coupling coeff. : >0.9,高い
---Q=4000, notch~10db => これらはさらなる改善が必要


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