Top/メモ/astro-phメモ/z=1-3 Galaxies


***[[1906.02737 : Ubler+ "The Evolution and Origin of Ionized Gas Velocity Dispersion from z∼2.6 to z∼0.6 with KMOS3D">https://arxiv.org/abs/1906.02737]] [#yee7fd1f]
-KMOS-3D obs : 175 SFG @ z=0.6-2.5
-major axisに沿ってのV, sigmaを出して、そこからintrinsic dispersion=sigma_0を算出
-sigma_0=45km/s (z=2.3) => 30km/s (z=0.9)
--minor mergerか、accretionのvariationがscatterの原因?
--atomic+molecular sigmaも同様な進化をしている。
--ただし、sigma_0(ionized gas) のほうが10-15km/sくらい大きい
-銀河はtoomre-stableなので、turbulent velocityの起源は重力不安定性だろう
--シミュレーションとも一致

***[[1811.01958 : Drew+ "Evidence of a Flat Outer Rotation Curve in a Starbursting Disk Galaxy at z=1.6">https://arxiv.org/abs/1811.01958]] [#cf9b9cb5]
-DSFG850.95 @z=1.555 rotation curve
--Keck/MOSFIRE Ha+NII spec
-6-14kpcにわたってフラット
--dark matter fraction=0.44 (MWとおなじくらい)
--Vrot=285km/s / sigma=48km/s => rotation dominated
--H-band half light radios=8.4kpc
-massive rotationally supported disk galaxy

***[[1804.03669 : Alcorn+ "ZFIRE: 3D Modeling of Rotation, Dispersion, and Angular Momentum of Star-Forming Galaxies at z~2">https://arxiv.org/abs/1804.03669]] [#e4730e6b]
-COSMOS z~2 SFG 44天体
--ZFIREサーベイの一部
--Keck/MOSFIRE 分光
--CANDELS/3DHST F160W 撮像
-Ha emission 
--Heidelberg Emission Line Algorithm (HELA)で回転速度と速度分散を出す
---simulated 3D data cubeを構築して比較
-Tully Fisher Relation parameters
--S_0.5=sqrt(0.5Vrot^2+σ_g^2) (Kassin+07)
--シミュレーションやってみるとS_0.5は再現できるが、V_2.2/σ_gはずれる
--S_0.5とM*の関係が出せた
-j_diskも導出
--M*について0.36のslope => mass dependent disk growthの理論予想より浅い。
--不規則銀河のほうが大きそう

***[[1803.07145 : Lee+ "Discovery of a Very Large (~20 kpc) Galaxy at z=3.72">https://arxiv.org/abs/1803.07145]] [#f67af6c6]
-LBG G6025 
--zspec=3.721
--20kpc diameter
--L_UV=5L*(@z=4)
--140Myr
--Mstellar=M*(@z=4), E(B-V)=0.15 : 同じzの普通の銀河と同じくらい。
--2 components : off-center core
- chain galaxy or equal-mass merger?
-environmentはよくわからん。
***[[1803.05912 : Du+ "The redshift evolution of rest-UV spectroscopic properties in Lyman Break Galaxies at z ~ 2-4">https://arxiv.org/abs/1803.05912]] [#qf7d3f05]
-z=2-4のrest-UVのスペクトルの性質
--EW(LyA)などによって分類
-おなじL(UV)/M*/SFR/Ageでもhi-zにいくほどEW(LyA)は大きくなる
--中性ガスのcovering fractionかかdust contentの進化で説明できる
-EW(LyA)が最も大きな銀河については、LyA photon production rateが変わっている可能性あり(LyAとCIII]輝線強度から)

***[[1802.07430 : Andreani+ "Extreme conditions in the molecular gas of lensed star-forming galaxies at z~3">https://arxiv.org/abs/1802.07430]] [#icc449aa]
-APEX - SEPIA5
-3 GL galaxies @ z~3
--1+1天体でCI(2-1)
--CO(7-6)
-輝線比から、high-excitation status

***[[1802.07276 : Förster Schreiber+ "The SINS/zC-SINF survey of z~2 galaxy kinematics: SINFONI adaptive optics-assisted data and kiloparsec-scale emission line properties">https://arxiv.org/abs/1802.07276]] [#cc076661]
-z~2 35銀河
--FWHM=0.1-0.3"
--最大積分時間23時間!

***[[1802.08451 : Patricio+ "Kinematics, Turbulence and Star Formation of z ~1 Strongly Lensed Galaxies seen with MUSE">https://arxiv.org/abs/1802.08451]] [#q98facd0]
- 8 GL galaxies @ z=0.6-1.5
-source plane reconstruction
-high velocity dispersionは重力不安定起源か(SN feedbackではない)
***[[1710.09195 : Finley+ "The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies">https://arxiv.org/abs/1710.09195]] [#pcdc62b2]
-UDF / VLT/MUSEデータ
-271 [OII]3727 emitter (F>2e-18cgs) @z=0.85-1.5, M*=1e8-11Msun から
--40 FeII* (2365, 2396, 2612, 2626) emitters
--50 MgII (2796, 2803) emitters
-どちらもSF main sequenceにのる。ただし、二つに分かれる
--M*<1e9Msun, SFR<1Msun/yrのものはMgIIが受かるがFeIIで検出されない
--M*>1e10Msun, SFR>10Msun/yrのものは、FeIIが受かるがMgIIが検出されない
--その中間では、FeIIもMgIiも受かる
---MgIIはP-cygni profile
-MgII輝線 天体は、MgII P-cygniまたはFeII輝線天体に比べて星形成面密度が低い
--MgII P-cygniまたはFeII輝線はoutflowのトレーサー
-モデルと比較すると、吸収に比べて輝線が弱い。ダスト吸収か非等方的なアウトフローを示唆

***[[1710.08421 : Hill+ "The Mass Growth and Stellar Ages of Galaxies: Observations versus Simulations">https://arxiv.org/abs/1710.08421]] [#b0614049]
-z<5 SMF
--M*=1e11.5, 11, 10.5, 10 @z=0.1の祖先の星質量集積をトレース
--evolving cumulative number density selectino
--現在のM*の半分ができた時期z_a=1.28, 0.92, 0.6. 0.51
--SDSS銀河ではmedian light-weighted stellar age z*=2.08, 1.49, 0.82, 0.37 とだいたいconsistent
--ta, t*ともにM*とよく相関
---EAGLEシミュレーションとは違う。M*-t_aはフラットになる。
---セミアナモデルとはあっている
---最新のセミアナのほうが、低質量銀河でのDMとバリオンのデカップルをちゃんとできてるよう。

***[[1710.07499 : Rigby+ "The Magellan Evolution of Galaxies Spectroscopic and Ultraviolet Reference Atlas (MEGaSaURA) II: Stacked Spectra">https://arxiv.org/abs/1710.07499]] [#eeefb963]
-GL z=1.6-3.6銀河14天体のスペクトルスタック
--lamda_rest=900-3000A
--100km/resolutionでS/N~100 : これまで最高のS/N
-結果
--多数の弱い輝線
--星大気の吸収線
--速度プロファイルはz~0とよく似ている => outflowを制御している物理プロセスは同じ?
--v_out_maxは吸収線イオン化ポテンシャルに強く依存するが、吸収線で重みづけしたものは依存しない。 
---大部分のhighイオン化ポテンシャルの吸収線はlow-ionization gas起源か。
---2000km/sのblueshift tailが存在する。 : massive star stellar wind 起源?

***[[1709.10099 : Orr+ "Stacked star formation rate profiles of bursty galaxies exhibit 'coherent' star formation">https://arxiv.org/pdf/1709.10099.pdf]] [#p77b713b]
-Nelson et al.
--3200個のz~1 SFGのHaマップスタッキング
--"coherent star formation"が見えた?
---銀河全体のMS上での上(下)にあると、半径に関係なく空間分解したMSでも上(下)にくる
--銀河はMS上を一定で進化する?(MSを上下に横切って進化しない?)
-シミュレーションでチェック
--FIRE project
--z~1銀河6個
--観測をシミュレート
---結果は、Nelson et al.と同じになった
---でも、個々の銀河のSFRプロファイルは複雑。
---というか、Nelson et al. の結果とは反している。

***[[1709.06574 : Arabsalmani+ "Mass and metallicity scaling relations of high redshift star-forming galaxies selected by GRBs">https://arxiv.org/pdf/1709.06574.pdf]] [#dda3f89a]
-82 GRB Host galaxiesのガス、金属量、M*の関係
--輝線・吸収線幅は星質量の指標になる
--速度幅と金属量の関係
---輝線の幅と金属量の関係のほうがscatterが小さい
-M*-Z関係
--33天体, 輝線から出した金属量
--z=0.3-3.4
--M*=1e8.2-11.1Msun
--field galaxyに比べて0.15dex低い:有意かどうかの判断は難しい
-吸収線から出した金属量はかなり違う。結論も変わってしまう。

***[[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

***[[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。


***[[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



***[[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
***[[1706.07059 : 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
***[[1706.02745 : 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

***[[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。


***[[1705.07986 : 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
***[[1705.10846 : 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


***[[1705.07655 : 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?


***[[1705.06296 : 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。

***[[1705.06179 : 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

***[[1705.01174 : 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。

***[[1705.07596 : 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

***[[1705.03014 : 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

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