The Structual Evolution of Milky-Way-Like Star-Forming Galaxies Since z = 1.3


Patel, + 16
2013 ApJ 778, 115 - 121



　アブストラクト　

　天の川のような星形成銀河の構造進化を星形成系列の進化から推測される星 総質量に基づいて追跡した。サンプル銀河は HST/WFC3 G141 NIR グリズムの ３D-HST 分光サーベイから選んだ。構造 CANDELS WFC3 画像に Sersic プロフ ァイルフィットをして構造を決めた。z = 0 1010.5 Mo の星形成 母銀河の質量は z = 1 では約半分である。この晩期星質量増加は最近の元素 組成マッチ法からの結果と合う。 　z= 0 での星形成銀河の半光量半径はz= 1 以来 1.4 倍に増加している。この 半光量半径の増加は星質量と re ∝ M0.29 の関係 にある。星質量の大部分は外側部に集積するが、表面密度プロファイルは中心 部でも質量増加が継続していることを示す。そこではバルジまたは擬バルジが 標準的である。中心部での成長の一部は、 z = 1 銀河の H&alph; 撮像が中心 にピークを持つ事が示すように、星形成活動による。z = 1 時代から現在までの 間に R = 8 kpc での表面密度は 2 倍に成長する。これは太陽近傍での観測 と良く合う結果である。

　１．イントロダクション　

　天の川型銀河の進化を星質量増加と銀河構造を系統的に調べる。 　Ho = 70 km s-1Mpc-1, ΩM = 0.30, ΩΛ = 0.70 の宇宙論を仮定する。IMF は　Chabrier03 型を採用する。AB 等級である。

　２．観測　




図１．(a) z = 0 で M = 1010.5 Mo になる銀河の SSFR-星質量関 係（Leitner12 の計算）。斜め点線＝様々な z での SSFR-M* 関係(Karim11　 電波)を使用。灰色丸は MW. ある z で新しい星質量が星形成 系列から
(変わった表示と思ったが、観測量は こういうものなのか。星形成系列という言葉が不明だが、図から何をするかは 分かる。SSFR は SFR のことらしいが単位質量当たりなのか？)
(b) (a) に対応する星形成史。エラーバーの点は　ＩR ＋UV から求めた SFR. 一致は良い。 (c) (a) に基づく星質量史。

　３．選択　

　３．１．進化する星形成系列からの星質量増加史　




図２．(a) - (e) : 図1(c) により選んだ z 区分内銀河の静止系での (U-V) - (V-J) 二色図。多角線＝ Wiiliams09 による星形成銀河の境界線。銀河の色 はSersic 指数。カッコ内の数字はサンプル数。(f) G141 の中間値スペクトル。




図３．z 区分ごとの最終質量 1010.5 Mo 星形成銀河のサンプル画像。各区画は 30 koc。z 増加と共にサイズが減少する。

　３．２．z = 1.3 までの星形成母銀河　




図４．(a) Sersic 指数と z の関係。(b) 軸比-ｚ　(c) 半光半径 - z 関係。 (d) 半光半径 - 質量 関係。

　４．結果　

　４．１．統計的進化　




図５．(a) ｚ区分ごとの表面密度分布。斜線部は WFC3 の FWHM. 太陽印は質量差を考えて 0,2 dex 下げてある。(b) 高 z 銀河の表面密度/SDSS表面密度。 R = 8 kpc での z = 0.9 から z = 0 への 2.4 倍の変化は Aumer,Binney 2009 の太陽 近傍での測定値と合う。 (c) R < 2 kpc 中心部と R > 8 kpc 外周部での質量時間変化。

　４．２．中心部と外辺部における z < 1.3 での星質量の増加　

　５．議論