Galaxy Evolution†
- 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%
- z~3 LBG IR-SED(Spitzer, Herschel, IRAM)
- 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。
- 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。
- 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
- 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
- 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
- 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"?
- 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？
- 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
- 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
- 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
- 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"]]†
- 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
- 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
- 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
- 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
- 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。
- 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。
- 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）
- 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。
- 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†
- 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†
- 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。
Absorption Line Systems†
- 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
Galaxy Structure†
- 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
- 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
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