Galaxy Evolution†
- 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
- 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。
- 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。
- RG 4C23.56@z=2.49 protocluster
- HAE 22天体：星形成銀河メンバー
- 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。
- 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？
- 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
- 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？
- 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
- 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。
- 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
- 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
- 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
- 22.2arcmin^2(goal 100arcmin^2) at CANDELS/CDFS
- 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
- 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
- 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"]]†
- 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?
- 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
- 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。
- COSMOS 1800 radio AGN at z<5
- 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
- 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=7.1 quasar ULASJ1120+0641
- 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
- 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†
- 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
Local LIRGs†
- 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)
- 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
Local ETGs†
- 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†
- 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
![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
