**[[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]
***[[1707.09805 : Faro+ "Characterizing the UV-to-NIR shape of the dust attenuation curve of IR luminous galaxies up to z∼2">https://arxiv.org/pdf/1707.09805.pdf]] [#qba3060f]
-z~2 ULIRGSのFUV-NIR extinction curve
-SEDフィット
--CIGALE
--energy balanceを入れたフィット
-double power-lawモデルがよく合う
--UVでのgreyer slopeで説明できる。
-NIRでの減光則がCalzettiにくらべてフラットになる傾向
--NIRでのダスト吸収がよりあるセンスになる
--星質量の見積もりも1.4~10倍くらいおおきく評価されることになる
***[[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]

***[[1708.02251 : Shen+ "The Properties of Radio Galaxies and the Effect of Environment in Large Scale Structures at z∼1">https://arxiv.org/pdf/1708.02251.pdf]] [#va9c23d1]
-大規模構造に属している電波銀河
--89天体、5大規模構造
--z=0.65-0.96
-観測
--VLA-B config (5" pfs)
--可視:Palomar 5m / r', i', z'
--Suprime-Cam RIZ
--WFCAM J, K
--WIRCam/CFHT J, Ks
--IRAC 3.6-8.0um+MIPS(?)
-3つのクラスに分類
--q_TIRを用いる
---q_TIR=log(L_TIR)-log(L_1.4GHz)+const
--AGN :L_1.4GHz>1e23.8
--Hybrid
--SFG
-AGNは最もmassive, quiescent
-SFGはAGNと同じくらいの星質量があるが、星形成でエネルギー供給
-Hybridは特殊なタイプの電波銀河のよう。AGN/SFGの混合ではない
--High-excitation RG
-環境効果
--AGNは高密度領域、cluster/groupのコアにいる
---母銀河の色や星質量が同じSFGに比べてもそう => AGN活動はvirialized core regionと関係がある
--SFGは中間密度領域を強く好む
---LSSのdusty starburstはgalaxy-galaxy mergerによるもの(?どゆこと?)


***[[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">https://arxiv.org/pdf/1708.01913.pdf]] [#a3289cbf]
-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。

***[[1708.01904 : Brienza+ "Search and modelling of remnant radio galaxies in the LOFAR Lockman Hole field">https://arxiv.org/pdf/1708.01904.pdf]] [#wbbbc1dc]
-電波銀河はジェットが切れたらどうなるのか? : remnant phase, ほとんど知られていない
-Lockman hole でremnant RGをさがした
--LOFAR 150MHz + public surveys
--Ultra-steep spectral index
--high-spectral curvature
--low radio core prominence
--relaxed shape
--mockカタログと比較
-23天体を検出
--形態、スペクトルはいろいろ
--remnant phaseの進化段階の違いを表している?

***[[1708.00447 : Bădescu+ "Discovery of a Proto-cluster Associated with a Ly-α Blob Pair at z=2.3">https://arxiv.org/pdf/1708.00447.pdf]] [#u75df342]
-z=2.3 LAB pairまわりのNBF撮像サーベイ
--Bootes1 and 2 field : BootesJ1430+3522 1deg x 0.5deg
--183 LAEを検出
--3 LAB (L_LyA=0.9-1.3e43 / 16-24 arcsec^2)
--new overdensity, diameter~20Mpc
--Present day COMA-like (1e15Msol)
-LABは一番LAEが高密度な領域の外縁部(中間密度領域)に存在
--infalling proto-group?

***[[1708.00453 : Bayliss+ "Spatially Resolved Patchy Lyman-α Emission Within the Central Kiloparsec of a Strongly Lensed Quasar Host Galaxy at z = 2.8">https://arxiv.org/pdf/1708.00453.pdf]] [#w35496dc]
-SDSS J2222+2745 (z=2.8 lensed quasar)に広がったLyA
--二つのAGNの間にある。
-source planeで0,2kpc解像度のHST画像
--LyAとrest-UVの形態は違う
--AGN-LyA, 広がったLyA, outflow吸収線の視線速度 => AGNの吸収物質と銀河の吸収物質は違う
--中心AGN周りはpatchy ガスがある

***[[1708.00454 : Beifiori+ "The KMOS Cluster Survey (KCS) I: The fundamental plane and the formation ages of cluster galaxies at redshift  1.4<z<1.6">https://arxiv.org/pdf/1708.00454.pdf]] [#gfee4a13]
-KMOS cluster surveyのデータ
--z=1.39-1.61 overdensity 3箇所
--19 massive(>4e10Msol) red-sequenceのfundamental plane
-B-bandのゼロ点が赤方偏移進化
--Coma : 0.443 => -0.1~-0.29
--1e11Msolの銀河でみると M/Lの進化は Δlog(M/L_B)=-0.46~-0.55
---passive evolutionで説明できる。
---SSPでフィットするとこれら銀河は2.33Gyr(z=1.39 : massive/virialized cluster) / 1.59Gyr(z=1.46 : massive/not virialized cluster) / 1.2Gyr(z=1.61 : protocluster)くらいになる。
---これら重い銀河の形成時期は同じくらいか。

***[[1708.00314 : Ikeda+ "An Optically Faint Quasar Survey at z~5 in the CFHTLS Wide Field: Estimates of the Black Hole Masses and Eddington Ratios">https://arxiv.org/pdf/1708.00314.pdf]] [#u64f732e]
-CFHTLSのz~5 faint quasar candidateの分光フォローアップ
--9 candidates 
--同定できたのは 3 z~5, 1 z~4, 1 late type star
--2天体はCIV
---M_BH=1e9.04 / 1e8.53Msol
---L/L_Edd=1e-1 / 1e-0.42
-seed blackhole は?
--L/Ledd=constを仮定すると、M_seed>1e5Msolが必要か。
--Mass accretion model (Kawakatsu+Wada08)だと、Mseed~1e3MsolでもOK
--z~6 luminous quasarとは別のpopulation?

***[[1708.00301 : Contigiani+ "Radio Galaxy Zoo: Cosmological Alignment of Radio Sources">https://arxiv.org/pdf/1708.00301.pdf]] [#b92f3044]
-FIRSTとTGSSの形態のalighment
--FIRST : 30059 extended sources / 7000deg^2
--TGSS : 11674 extended sources/ 17000^2
-2.5degより小さなスケールで、FIRSTサンプルにわずかにlocal alinghmentの兆候が見えた。
--19-38Mpcのスケールに相当

***[[1708.00005 : Almaini+ "Massive post-starburst galaxies at z > 1 are compact proto-spheroids">https://arxiv.org/pdf/1708.00005.pdf]] [#l7647748]
-UKIDSS-UDS
--post-starburst銀河を選出
-z>1 post-starburstのSersic index
--大きい(SFGより大きい)
--古いQGとは区別がつかなかった
--形態の変化は、quenching 前、あるいは途中で起こっている
-最近quenchした銀河は大部分がコンパクト
-->1e10.5Msolpost-starburst@z>1はQG@z>1より有意に小さい
--passive銀河の形成仮説で説明できる。
+++gas-rich dissipative な収縮でspheroidalができ
+++急速に星形成をやめてred nuggetになる
+++minor mergerなどで徐々にサイズが大きくなる

***[[1707.07713 : Mas-Ribas+ "Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization">https://arxiv.org/pdf/1707.07713.pdf]] [#x415f537]
-Escape fraction/ultra faint companionを見積もる新しい方法
--Diffuse LyA, continuum and Ha emission around z~6 galaxies
--銀河周りのdiffuse haloをモデル化
--Mas-Ribas+Dijkstra16, Mas-Ribas17の拡張
--escape ionization photonによる蛍光放射+satelite銀河の輝線
-z=5.7, 6.6 LAEデータへの適用
--M_UV=-19~-21.5mag
--f_esc~5%と低い
--JWSTによるrest-optical & Ha観測シミュレーション
--L>5L*銀河であれば蛍光Ha輝線が検出できるはず。
--satellite銀河からのHa輝線と区別できる

***[[1707.02454 : Diaz-Sanchez+ "Discovery of a lensed ultrabright submillimeter galaxy at z=2.0439">https://arxiv.org/pdf/1707.02454.pdf]] [#ncef06e2]
-WISE J132934.18+224327.3
--z=2.0439 SMG
--WISE/Planck selection / SMMJ2135(cosmic eyeleashのようなものを探す)
--SCUBA2 archive => S850=130mJy
--HST arc shaped lensed galaxy in optical
--lens : z=0.44
--増幅率 u=11
--intrinsic LIR=1.3e11Lsol => SFR=500-2000Msol/yr


***[[1707.02302 : Johnson+ "The KMOS Redshift One Spectroscopic Survey (KROSS): the origin of disk turbulence in z~0.9 star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.02302.pdf]] [#ve2cb9d3]
-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


***[[1707.03078 : Shao+ "Gas dynamics of a luminous z = 6.13 quasar ULAS J1319+0950 revealed by ALMA high resolution observations">https://arxiv.org/pdf/1707.03078.pdf]] [#c9e0d55d]
-ULAS J131911.29+095051.4
--z=6.13
-ALMA [CII]/dust continuum imaging
--Cy1+Cy0data
--0.3" resolution: few kpc scale 
--[CII]はcontinuumに比べてirregular
--[CII] velocity gradientが見える
---tilted ring modelでVrot=430m/s @ 3.2kpc 
---inclination 34deg
---Mdyn=13.4(+7.8/-5.3)e10Msol within 3.2kpc
---MBH/Mgalaxy=0.020 : local MBH/Mbulgeにくらべて4倍大きい
---SMBH形成が先行する?

***[[1707.02980 : Barisic+ "Dust Properties of [CII] Detected z ∼ 5.5 Galaxies: New HST/WFC3 Near-IR Observations">https://arxiv.org/pdf/1707.02980.pdf]] [#m04fd12a]
-rest-NUV properties of 10 z=5.5 [CII] galaxies
--COSMOS field
--ALMA [CII]158 + continuum image
-IRX-beta relation
--これまでの地上観測に比べてbluer beta 
--大部分はlocal SB / SMCとconsistentな結果
--low-IRX / betaが大きくばらつく天体がいくつかあり。uniform dust modelでは説明できない
---Keck/DEIMOSのstacked spectraからは、このような人は金属量が小さい/若い星の集団?
---そのせいで、ダスト分布が違う?

***[[1707.03395 : Nelson+ "First results from the IllustrisTNG simulations: the galaxy color bimodality">https://arxiv.org/pdf/1707.03395.pdf]] [#g7c9cd2c]
-Illustris TNG Project
--TNG100 : 100Mpc box, rerun of orginal Illustris
--TNG300 : 300Mpc box, 2x2500^3 resolution element
-Galaxy color bimodality at low-z
--ダスト吸収入り
--g-r color / M*=1e9-12.5 Msol
-SDSSと比較
--originalに比べてよくあっている
--1e10.5Msolあたりで色が急に青くなるところもあっている
---primaly drive はSMBHによるフィードバック
---transitionが起こるタイムスケールは1.6Gyrくらい(重い銀河になるほど短くなる)
---星質量を固定るすると、色はSFR, age, Z, f_gasおよび磁場の性質に相関する模様
-red sequence での星質量の成長はどれくらいあるか
--z<1でtransitionを起こした>1e11Msolの銀河の場合
--平均して25%くらい
--ただし、18%の銀河は半分以上。

***[[1707.05238 : Venemans+ "Molecular gas in three z~7 quasar host galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.05238.pdf]] [#f89260e4]
-z=6.6-6.9 QSO 3天体: ALMA B3 obs
--以前[CII]158um+dust continuumで受かっている
--CO(6-5), CO(7-6) : highest-z CO detection
--2天体ではcontinuumも
--1天体でtentative [CI]390um
--M_H2=1-3e10Msol => SMBHの質量の10倍しかない
--CO/[CII]/[CI]比はPDRモデルで説明できる。XDRモデルでは説明できない。
 => 星形成を見ている:強い星形成活動があるのでは。

***[[1707.05331 : Shapley+ "The MOSDEF Survey: First Measurement of Nebular Oxygen Abundance at  z>4":https://arxiv.org/pdf/1707.05331.pdf]] [#f08f24a8]
-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


***[[1707.05329 : Oteo+ "Low-redshift analogs of submm galaxies: a diverse population">https://arxiv.org/pdf/1707.05329.pdf]] [#w6f281aa]
-21 z<0.5 SMG analogs
--Herschel-ATLAS Survey
--GAMA+SASS spec-z
--Tdust=25-35K, LIR>1e12Lsol:がSMGに近い
---近傍ULIRGに比べるとダスト温度は少し低め? <= H-ATLASのselection biasもありそうだが。
-近傍のMSよりもsSFRが高い。10倍くらい。
-CO(2-1), CO(1-0) obs / IRAM30m
--16 objects
--diverse properties
--CO(2-1)/(1-0)は様々(0.7-4くらい) => J>1 CO輝線を使ったガス質量推定に大きな不定性
--M_H2~1.6e10Msol / t_dep~100Myr
--f_gas=3~60%と大きくばらつく
--L_850-L_CO(1-0)の相関は非常に強い。ばらつきはP-Vで0.5dexくらいか?(σで0.1dex)


***[[1707.04259 : Pallottini+ "The impact of chemistry on the structure of high-z galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.04259.pdf]] [#v6932c76]
-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

***[[1707.01094 : Price+ "Testing the Recovery of Intrinsic Galaxy Sizes and Masses of z~2 Massive Galaxies Using Cosmological Simulations">https://arxiv.org/pdf/1707.01094.pdf]] [#w8d65fb6]
-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

***[[1707.01511 : Nanayakkara "MOSFIRE Spectroscopy of Galaxies in Cosmic Noon">https://arxiv.org/abs/1707.01511]] [#y8d90ea3]
-博士論文
-ZFIREサーベイ
***[[1707.00706 : Johnson+ "Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459: Star Formation down to 30 parsec -scales">https://arxiv.org/pdf/1707.00706.pdf]] [#ffb0209e]
-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?

***[[1707.00704 : 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?">https://arxiv.org/pdf/1707.00704.pdf]] [#t13d13d6]
-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)


***[[1707.00702 : Wong+ "ALMA Observations of the Gravitational Lens SDP.9">https://arxiv.org/pdf/1707.00702.pdf]] [#y400e5d7]
-H-ATLAS J090740.0-004200 (SDP.9)
--z_L=0.61
--z_s=1.57
---two extended arcs
-ALMA Long baseline Obs
--CO(6-5), B6 continuum
--Beam size : ~20mas x 30mas
--12uJy/beam rms
---HSTの形状と違う:星、ガス、ダストの分布が違う

***[[1707.00990 : Wang+ "SCUBA-2 Ultra Deep Imaging EAO Survey (STUDIES): Faint-End Counts at 450 um">https://arxiv.org/pdf/1707.00990.pdf]] [#wc30742d]
-STUDIES
--3yr JCMT LP
--450um confusion limit (0.6mJy)
--COSMOS-CANDELS region
-1st yr data
--0.91mJy
--151arcmin^2
--97(4sigma) 141(3.5sigma) sources
--3.5-25mJy number count
---consistent with others, field variation <20%
 => 450um clusteringは850um clusteringに比べて弱い。おそらくweaker K-correctionのため
---fluctuation analysisで1mJyまでNCを出した。lensing surveyとconsistent
---1-25mJy : power law, -2.59slope
---surface brightness : 90Jy/deg^2 => 450um backgroundの83%(COBE)/48%(Planck)を分解
---Herschel 350/500um countにくらべて低い。Herschelはビームが大きくて分解できていないせいか。

***[[1707.00694 : Smith+ "A complete distribution of redshifts for sub-millimetre galaxies in the SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey UDS field">https://arxiv.org/pdf/1707.00694.pdf]] [#ze491db5]
-SCLS
--UKIDSS-UDS
---761 850um sources
- >98.4% の850um sourceまわりでgalaxy excessがあった
-- 1.52 excess (<12")
-- その銀河の
---median z=2.05 / 1sigma z=1.07-3.06
---M*=2e10Msol
---8%がpassive galaxy color
-明るいSMGのほうがhigh-z
--z=0.5-5のCSFRの30%がこのようなSMGが担っている

***[[1707.00637 : Miettinen+ "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the COSMOS field: Physical properties derived from energy balance spectral energy distribution modelling">https://arxiv.org/pdf/1707.00637.pdf]] [#a43ab23f]
-1.1mm SMG => ALMA 1.3mm follow-up
--124 objects
--z_median=2.30 (19.3% spec-z)
-MAGPHYS SED fitting
--M*~1e11.1Msol
--SFR~402Msol/yr
--Tdust~39.7K
--Mdust=1e9.01Msol
--Mgas=1e11.3Msol
--Mdust/M*はzとともに減少
--Mgas/Mdustはzとともに増加
--fgas~0.62
--57.3%がMSにのる。のこりはMSの3倍以上上
---super-MSはz>3で多く見つかる
--t_dep~535Myr
--M*-size(@3GHz)関係は見られず
--UVの形態は不規則 => merger起源か。local ETGになるか。


***[[1707.00226 : Liu+ "The Origins of UV-optical Color Gradients in Star-forming Galaxies at z ~ 2: Predominant Dust Gradients But Negligible sSFR Gradients">https://arxiv.org/pdf/1707.00226.pdf]] [#of18afff]
-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。

***[[1706.09428 : McGreer+ "A bright lensed galaxy at z=5.4 with strong Lyα emission">https://arxiv.org/pdf/1706.09428.pdf]] [#r8e23fa3]
-Bright galaxy in CFHTLS
--z=5.424
--i_AB=23.0
--GL : u=5-25と不定性が大きい
--LAE : f_LyA=1e15 cgs
-spectra
--LyAは1000km/sくらい広がり
--NV, CIV受からず⇒AGNはない
--NIV]1486検出:hard continuum, 重い星から?
-HST imaging : LyA narrow-band image
--EW=260A
--手前に重力レンズ
--4kpcくらいLyAで広がっている, expanding shell model
-SED
--burst(5Myr) + evolved (1Gyr) population

***[[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">https://arxiv.org/pdf/1706.09605.pdf]] [#d33be9ce]
-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

***[[1706.09968 : Jones+ "Galaxy Formation Through Filamentary Accretion at z=6.1">https://arxiv.org/pdf/1706.09968.pdf]] [#k4b9bb4e]
-WMH5 @ z=6.0695
--ALMA continuum + [CII]158um
--0.3"resolution
-Compact main galaxy (continuum, [CII])
-tail : 5kpc離れたところ
--100km/s, 250km/sずれた二つのコンポーネント
--速度幅は80km/sくらい
--東西に3kpcくらい広がって、main galaxyとつながる
-[CII]/FIRはz=5.5 LBGと同じくらい
-early galaxy formationを見ている?
--sub galaxyからのガス流入
--フィラメント状のガス分布
--シミュレーションと一致

***[[1706.07059 : Santini+ "The Main Sequence relation in the HST Frontier Fields">https://arxiv.org/pdf/1706.07059.pdf]] [#qb1c3412]
-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

***[[1706.05017 : 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

***[[1706.05785 : Koptelova+ "Discovery of a very Lyman-α-luminous quasar at z=6.62">https://arxiv.org/pdf/1706.05785.pdf]] [#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

***[[1706.04789 : 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]
***[[1707.01109 : Diener+ "The MUSE-Wide survey: Detection of a clustering signal from Lyman-α-emitters at 3<z<6">https://arxiv.org/pdf/1707.01109.pdf]] [#e5ab6b53]
-238 LAE clustering analysis
--z=3-6
--MUSE-Wide Survey
---CDFS / COSMOS
---Goal : 100arcmin, 1hr integration
---今回は24 field (CDFS) の結果
-r_0=2.9 Mpc(comovint)



***[[1707.01443 : Guaita+ "The VIMOS Ultra Deep Survey: The role of HI kinematics and HI column density on the escape of Lyalpha photons in star-forming galaxies at 2<z<4">https://arxiv.org/pdf/1707.01443.pdf]] [#e2d1484d]
-LAEs in VUDS
--76 sample
--z=2-4
-velocity offset outflow
--subsample stacking
--Vsys : CIII]1980
--V_LIS(low-ionization absorption line system) : SiII 1526
--LyA 
---peak : Delta-V
---EW, spatial extension, 
---Ext(LyA-C)=sqrt(FWHM_LyA^2-FWHM_cont^2) : 多きほうが、LyAで広がっている
-以下の銀河は数百km/sのoutflow
--faint rest-UV continuum
--strong LyA and CIII]
--compact UV morphology
--underdense environment
-Delta-Vが小さいものは
--LyAピークシフトが大きい
--larger Ext(LyA-C)
--EW(LyA)が小さい
-EW(LyA)はExt(LyA-C), LyA ピークシフト量と逆相関
--モデル解釈
---1e20cm^2より大きいHIガスがあると、>300km/sのピークシフトを起こす
=> scatterが起こって、EW(LyA)は小さくなる
---N_HIが小さい(そしてoutflowがある)と銀河の中心でピークを持ち、EWも大きくなる
-LyAでHIガスの性質を調べることができるのではないか

***[[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

***[[1706.03586 : 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]
***[[1707.03402 : van de Sande+ "The SAMI Galaxy Survey: Revising the Fraction of Slow Rotators in IFS Galaxy Surveys">https://arxiv.org/pdf/1707.03402.pdf]] [#i4dff218]
-massive銀河の面分光観測では中心を主に見てしまうので、rotation/dispersionの切り分けがバイアスされる。
-V/σ、λ_Rに対するaperture correctionをした。
--SAMI & ATLAS-3Dデータ
--両方とも、aperture-sizeに対して強い相関を示す
---growth curveは二次のpolynomial
---0.5Reでの測定から1Reまで再現可能
-slow rotatorの割合はM*とともに増加
-- >1e11Msolの銀河で
---先述のaperture size補正を使うとf_slow=0.36 
---ただし、>Reまで測定されていない天体を除去すると f_slow=0.24まで低下する
---測定できる限り外まで測定した結果を使うと f_slow=0.38


***[[1707.03879 : Leslie+ "The SAMI Galaxy Survey: Disk-halo interactions in radio-selected star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.03879.pdf]] [#t41faedc]
-SAMI銀河の可視輝線と1.4GHz電波の関係
--6 edge-on galaxies
--L_1.4GHz>1e21 W /Hz
-全天体で、shock-like emission line ratio
-3天体でminor axisに広がった輝線雲
--[NII]/Ha, σがgalactic windとconsistent
--回転成分もみられる。
--1.4GHzでも広がったmorphology

***[[1707.00568 : Bait+ "On the interdependence of galaxy morphology, star formation, and environment in massive galaxies in the nearby Universe">https://arxiv.org/pdf/1707.00568.pdf]] [#j73ee934]
-6000 local galaxies
--UV-Optical-NIR-MIR + MAGPHYS => M*, SFR
--M*>1e10 massive
-morphological T-typeといろんなパラメータの依存性
--Early type spiral (ETS : Sa-Sbc) + S0がgreen valley のだいぶぶんをしめる
--Sa=>Sbcに従って, green/quenched galaxiesの割合が減る
---バルジがquenchingに影響している?
--blue cloudからgreen valleyに行くにしたがって、ETSが減り、S0が増える
--S0だけど、活発に星形成しているpopulationをみつけた。
---sSFRのヒストグラムがダブルピーク(星形成ピークはエラーが大きいが)
---環境依存性はなさそう。
-いろんなパラメータの相関
--形態はsSFRともっとも強く相関、環境には依存しない
--形態-density, sSFR-環境は強い相関を示さない
=> 近傍の重い銀河では、形態を決めるプロセスと星形成をきめるプロセスは共通かも

***[[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[#he152257]
***[[1708.02587 : Privon+ "A Widespread, Clumpy Starburst in the Isolated Ongoing Dwarf Galaxy Merger dm1647+21">https://arxiv.org/pdf/1708.02587.pdf]] [#v4159a98]
-isolated dwarf galaxyの衝突
--gas-dominated / low metallicity な銀河形成の良いサンプル
-dm1647+21
--TiNy Titans Survey
-interacting dwarf pair
--MUSE IFU obs
-Ha emission
--広がっている
--SFR=0.44Msol/yr : SDSSの値の2.7倍
--sSFR はnon-interactingに比べて一桁以上高い
---小さいほうの銀河が担っている。単独では50場以上高い
--ISM ionizationはすべて星形成で説明できる
-大質量銀河との違い
--衝突により、広範囲なISMの圧縮が起こって広がった星形成
--(大質量銀河だと中心にガスが落ちてnuculear starburstになる)

***[[1708.01260 : Hsyu+ "The Little Cub: Discovery of an Extremely Metal-Poor Star-Forming Galaxy in the Local Universe">https://arxiv.org/pdf/1708.01260.pdf]] [#pa48ad67]
-Little Cub
--BCD J1044+6306
--SDSSカラーで選出されたlow-metallicity galaxy
--Lick 3m分光で確認
--M*=1e5Msol
-Keck LRIS観測
--Direct methodで、温度決定 : 18700K
--12+log(O/H)=7.13 : 近傍では最も低金属の銀河の一つ
-NGC3359の近くにあって、gas strippingしているよう(HI観測)
--offset 53km/s , 69-90kpc
--天の川銀河のような銀河の近くを通って、quenchしつつあるところを見ている?

***[[1707.02680 : de Silva+ "NGC 1566: analysis of the nuclear region from optical and near-infrared Integral Field Unit spectroscopy">https://arxiv.org/pdf/1707.02680.pdf]] [#jbd862b2]
-NGC1566
--変光AGN
-中心可視近赤外面分光データ
--GMOS(R=4300)+SINFONI
--PCA tomography
--emission line 
--channel map 
--penalized pixel fitting
--スペクトル形状
--HST imaging
-わかったこと
++SeyfertI + featureless continuum(gamma=1.7 power law) : PFSが広がっているので、若い星の集団からきている?
++BLRで視線速度とFWHMに相関:視線速度はgravitational redshiftであるとするモデルで再現できる
++AGNそばにHII領域あり。
++outflowもあるよう
++アウトフローに直交した方向に回っているH2分子ガスディスク

***[[1707.04435 : Croxall+ "The Origins of [CII] Emission in Local Star-forming Galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.04435.pdf]] [#r742cd46]
-[CII]158umがどこから出ているのか
-近傍KINGFISH, Beyond the Peak Herschel Program
--[NII]205umでionized gas領域を分離 => [cII]/[NII]122umの密度依存性を除去
--[CII]158umの40-60%が中性ガスから出ている
-中性ガス起源の割合は
--ダスト温度、星形成密度に弱く依存
--Gas-phase metallicityにもすこし強く依存
---metallicityが大きいと(温度が相対的に低い)ionozed gasからの[CII]への寄与が大きくなる。
---予想とは逆センス

***[[1707.01652 : Murata+ "Relation between polycyclic aromatic hydrocarbon, Brα and infrared luminosity of local galaxies observed with AKARI">https://arxiv.org/pdf/1707.01652.pdf]] [#m4989552]
-Local IR Galaxies
--AKARI selected
--412 PAH emission
--264 BrAlpha emission
--380 total infrared luminosity
--F_PAH=1-100e-14 cgs
--F_BrA=1-10e-14 cgs
--LIR=1e10-12lsol
--z=0.002-0.3
-LIR>1e11Lsolで、PAH, BrAの輝線強度がLIRにくらべて弱くなった。
--galaxy type, Tdustには依存しない
--考えられる原因
---非常に強いダスト吸収
---強い輻射場によるPAHの破壊
---PAH励起/H電離するUVが足りない
---IRにnon-SFのコンタミ

***[[1707.00254 : Mahoro+ "Star formation of far-IR AGN and non-AGN galaxies in the green valley: possible implication of AGN positive feedback">https://arxiv.org/pdf/1707.00254.pdf]] [#md3f6fad]
-COSMOS nearby galaxies
--@ green valley
--I<23
--X-ray detected AGN / non-AGN
-大部分のAGN - green valley galaxiesはFIRでつよい放射
--82%がmain-sequenceよりも上にいる
--AGNによって星形成が促進されている?
-うーむ、ここまで単純化した議論でいいのだろうか。

***[[1706.09893 : Barrera-Ballesteros + "Separate ways: The Mass-Metallicity Relation does not strongly correlate with Star Formation Rate in SDSS-IV MaNGA galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.09893.pdf]] [#rd00b379]
-SDSS-IV MaNGA survey
-local mass-metallicity relation 
--1700 galaxies
--spatially resolved => same Reff内でのmass-metallicity
--過去の単一ファイバーを用いた結果(Mannucci+10)と同じ
-residual errorは、もう一パラメータ(SFR or sSFR)を入れても減少しない。
--これはMannucci+10と反する
--金属汚染は銀河内のローカスなスケールで起こる、というシナリオと一致する
--galactic outflowは金属汚染に大きな影響を与えない
--cold-gas inflowは星形成を制御する(Lilly+13)

***[[1706.08769 : Izotov+ "LBT observations of compact star-forming galaxies with extremely high [OIII]/[OII] flux ratios: HeI emission-line ratios as diagnostics of Lyman continuum leakage">https://arxiv.org/pdf/1706.08769.pdf]] [#ud239dd8]
- 5 compact SFGs @z<0.075
--O32=23-43
--M*=1e6-7Msol
--LyC leaking しているか?
-LBT optical spectroscopy
--3200-10000A
-Abundance
--Te(OIII)=17200-20900K : high termperature
--12+log(O+H)=7.46-7.79
--N/O は低い:secondary nitrogenは出ていない 
-n_e=190-640/cc : high electron density
-Haにbroad component
--1700-2000km/s
--0.5-2.6% of total Ha flux
 => SNR expansion??
--EW(Hb)=350-520A : very young, <3Myr
-new diagnostics for LyC leakage
--O32は十分ではない
--HeI 3889/6676, 7065/6678
--今回のサンプル中3天体はdensity bounded HII regions, 大量のLyCが漏れ出している(>20%)?

***[[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]
***[[1707.07989 : Rowlands+ "Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The mechanisms for quiescent galaxy formation at z<1">https://arxiv.org/pdf/1707.07989.pdf]] [#z171eb6d]
***[[1707.07989 : Rowlands+ "Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The mechanisms for quiescent galaxy formation at z<1">https://arxiv.org/pdf/1707.07989.pdf]] [#j9df93c3]
-Quiescent galaxies, transition galaxiesの分光
--GAMA, VIPERS
-検出されたquiescent population
--早くtransitionしているpostSB銀河((PSB)
--遅くtransitionしているgreen-valley銀河(GV)
-quiescent populationの過去80億年間のnumber density進化
-->1e11Msolのもののほうが>1e10.6のものよりゆっくり。
--PSB, GVともにstellar mass functionに進化。重いもののほうが先にできている
--GV tranitionの時間は2.6Gyr(>1e10.6Msol)
--z=0.7ではPSBでpost starburstのnumber density進化は説明できる?0.5Gyr transition
--近傍ではPSBの数密度は少なすぎで、ほとんどいなさそう
--ただし、重い銀河(>1e11Msol)では早く進化するPSBがたくさんある、あるいはゆっくり進化するquiescentどちらでも説明できそう?



***[[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]
***[[1708.01091 : Schirmer+ "Multi-conjugated adaptive optics imaging of distant galaxies -- A comparison of Gemini/GSAOI and VLT/HAWK-I data">https://arxiv.org/pdf/1708.01091.pdf]] [#g4d098f4]
-MCAO system
--GeMS/GSAOI@Gemini-Sが唯一
--Ks-bandでの遠方銀河検出時のS/Nと検出限界の評価
--HFF MACS-J0416.1-2403のデータ
--VLT-HAWK-I dataと比較
-Galaxy number count
--thermal background は上昇 / throughputは減少によるロスはAOによるゲインで取り戻せている(smaller aperture)
--S/Nのゲインは
---40% (銀河のサイズがseeingの半分の銀河について)
---より小さい銀河だと最大2.5倍
-冷却MCAOが将来的には重要になる。とくにELTで。

***[[1707.07779 : Saxena+ "Commissioning and performance results of the WFIRST/PISCES integral field spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1707.07779.pdf]] [#a7400988]
-WFIRST/PISCES
--high-contrast IFSのプロトタイプ
--R, I, Z (660-890nm)
--76 x 76 lenslet array
--R=70
-High Contrast Imaging Testbedとしてcommissioningした結果
--flight-like data reduction/analysisの手法
--high contrastが達成できた


***[[1707.03445 : Gatkine+ "Arrayed Waveguide Grating Spectrometers for Astronomical Applications: New Results">https://arxiv.org/pdf/1707.03445.pdf]] [#hf93f198]
-photonic deviceで近赤外線分光
-AWG (arrayed waveguide grating)
--peak throughput ~0.23
--R~1300 
--H-band (1450-1650nm)
--TE polarization
--Silica on Si + Si3N4 thin layer waveguide core
--FSR=10nm @ 1.6um
--17db(2%) crosstalk
-AWG#1 構成
--シングルモードwave guideにファイバーで入力
--waveguide(2x0.1mm) x 34個が光路差を作る
--16mm x 7mm footprint
-高温アニリングで1.5um付近の透過率が向上

***[[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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