Top/メモ/astro-phメモ/Morphology Structure


***[[1905.08432 : Sachdeva+ "Formation of disc galaxies around z~2">https://arxiv.org/abs/1905.08432]] [#efcb1f8d]
-形態とstellar populationの進化をz=2前後で見る
--z=1.5-2 / 2-4
--@CDFS
--spec-zサンプル
-bulge-disk decomposition at J, H (3DHST dataset)
-結果
--2 componentフィットできる割合がz<2で増加する (46% => 70%)
--SFRは減少する
--quiescent outlierはすべて2 componets
-- =>形態進化のメカニズムは星形成を止める効果もある?
--pure diskのサイズは2.5倍増加、質量は5倍増加
--pure spheroidはサイズも質量も変わらない
--バルジのあるdiskのサイズ増加は1.3倍程度、バルジのサイズやB/Tは進化なし
=> z~2は圧倒的にディスク形成の時代といえるのでは

***[[1811.05982 : Tiley+ "The Shapes of the Rotation Curves of Star-forming Galaxies Over the Last ≈10 Gyr">https://arxiv.org/abs/1811.05982]] [#ta258409]
-1500 SFGの回転曲線
--z=0.6-2.2
--KMOS + MUSE
-回転曲線の形状はnormalizationで変わる
-6Rd(~13kpc)までの回転曲線 => z=2-0での回転曲線進化
--基本的にフラットなまま(6Reまでは)
--星質量面密度が高いほど、よりフラットな回転曲線
--LCDMとconsistent
--6Re内のDMの割合は60%以上で説明できる

***[[1802.07930 : Jiang+ "The Isophotal Structure of Star-forming Galaxies at 0.5<z<1.8 in CANDELS: Implications for the Evolution of Galaxy Structure">https://arxiv.org/abs/1802.07930]] [#mfb4c2ef]
***[[1711.02111 : Wisnioski+ "The KMOS3D Survey: rotating compact star forming galaxies and the decomposition of integrated line widths">https://arxiv.org/abs/1711.02111]] [#vd53ce70]
-35の中心集中したコンパクトな星形成銀河観測
--M*>1e10Msun
--Σ*(<1kpc)>9.5Msun/kpc^2
--M*/r_e^1.5>10.3Msun/kpc^-1.5
--z=0.7-3.7
-23天体で分解できた。
--大部分が回転(Vr=95-500km/s)
---full KMOS3Dサンプルとconsistent
---回転が占めている割合もfullと同じ
--分散は、回転+outflowの寄与のあるdispersionで説明可能
--Haディスクサイズ=2.5kpc : continuum sizeの1~2倍
--AGNインデックスは1.4倍, 76%
--ガスの割合は低そう。短い時間で星形成をやめるのでは。
--将来的には回転するpassive銀河になるのでは

***[[1709.03275 : Okamura+ "Angular momentum evolution of stellar disks at high redshifts">https://arxiv.org/pdf/1709.03275.pdf]] [#me084b41]
-銀河のディスクサイズを決めているもの
--m*=M*/M_DMH : ディスクの星質量とハロの質量比
--j*=J*/J_DMH : ダークマターハロの角運動量のうちどれくらいが星ディスクに移送されたか
--いろんな赤方偏移でj*, m*を測定して、ディスク形成に迫りたい
-データ:3D-HST, GOODS-S, COSMOS, AEGIS
--撮像データ+ photo-z カタログ
--z=2, 3, 4
-結果
--j*/m*~0.77
---値としては近傍銀河と変わらず
---赤方偏移なし
---M_DMH(=8e10-2e12)に対してわずかに減少(~30%)しているかも
--角運動量移送をするメカニズム(inflow, feedback)は席法変化すると予想されていたが、それとは違う。


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

***[[1707.02302 : 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


***[[1707.00706 : 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?


***[[1707.00226 : 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。

***[[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)
***[[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


***[[1705.03474 : 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

***[[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

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