astro-phメモ の履歴(No.26)

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  • 2 (2017-05-08 (月) 14:41:46)
  • 3 (2017-05-08 (月) 17:49:25)
  • 4 (2017-05-11 (木) 19:59:46)
  • 5 (2017-05-12 (金) 15:04:28)
  • 6 (2017-05-15 (月) 10:57:01)
  • 7 (2017-05-15 (月) 16:48:45)
  • 8 (2017-05-17 (水) 18:31:24)
  • 9 (2017-05-18 (木) 17:23:50)
  • 10 (2017-05-19 (金) 12:34:01)
  • 11 (2017-05-22 (月) 12:56:20)
  • 12 (2017-05-23 (火) 20:33:39)
  • 13 (2017-05-24 (水) 18:16:36)
  • 14 (2017-05-25 (木) 15:21:33)
  • 15 (2017-05-26 (金) 11:10:53)
  • 16 (2017-05-30 (火) 17:18:44)
  • 17 (2017-06-01 (木) 11:20:02)
  • 18 (2017-06-05 (月) 14:30:43)
  • 19 (2017-06-06 (火) 12:57:26)
  • 20 (2017-06-06 (火) 17:05:42)
  • 21 (2017-06-09 (金) 17:01:34)
  • 22 (2017-06-12 (月) 14:12:39)
  • 23 (2017-06-13 (火) 17:04:53)
  • 24 (2017-06-13 (火) 20:00:25)
  • 25 (2017-06-17 (土) 09:55:18)
  • 26 (2017-06-18 (日) 21:00:54)
  • 27 (2017-06-20 (火) 22:44:31)
  • 28 (2017-06-21 (水) 15:51:37)
  • 29 (2017-06-26 (月) 13:56:18)
  • 30 (2017-06-28 (水) 17:47:34)
  • 31 (2017-07-03 (月) 19:25:51)
  • 32 (2017-07-04 (火) 20:33:58)
  • 33 (2017-07-06 (木) 19:36:07)
  • 34 (2017-07-07 (金) 18:00:40)
  • 35 (2017-07-10 (月) 15:26:23)
  • 36 (2017-07-14 (金) 17:56:20)
  • 37 (2017-07-18 (火) 20:09:29)
  • 38 (2017-07-19 (水) 11:38:42)
  • 39 (2017-07-20 (木) 18:32:13)
  • 40 (2017-07-21 (金) 18:28:40)
  • 41 (2017-07-24 (月) 18:23:53)
  • 42 (2017-07-25 (火) 11:06:51)
  • 43 (2017-07-26 (水) 18:28:39)
  • 44 (2017-08-02 (水) 18:43:50)
  • 45 (2017-08-03 (木) 19:21:44)
  • 46 (2017-08-04 (金) 18:37:53)
  • 47 (2017-08-08 (火) 14:25:33)
  • 48 (2017-08-09 (水) 18:16:53)
  • 49 (2017-08-10 (木) 18:10:23)
  • 50 (2017-08-17 (木) 14:02:39)
  • 51 (2017-08-18 (金) 18:17:24)
  • 52 (2017-09-05 (火) 18:22:40)
  • 53 (2017-09-07 (木) 16:29:12)
  • 54 (2017-09-12 (火) 11:49:36)
  • 55 (2017-09-12 (火) 20:28:10)
  • 56 (2017-09-13 (水) 10:28:29)
  • 57 (2017-09-16 (土) 23:18:10)
  • 58 (2017-09-19 (火) 10:21:47)
  • 59 (2017-09-19 (火) 15:53:06)
  • 60 (2017-09-20 (水) 16:11:52)
  • 61 (2018-02-26 (月) 18:59:14)
  • 62 (2018-11-20 (火) 16:37:42)
  • 63 (2018-11-27 (火) 18:37:34)

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Galaxy Evolution†

1706.04613 : Stefanon+ "HST imaging of the brightest z~8-9 galaxies from UltraVISTA: the extreme bright end of the UV luminosity function"†

• COSMOS/UltraVISTA 1.6deg^2
  • 16 Y&J dropouts (Y~25.6 5sigma limit), H=24.8-25.5mag
  • 3/5 robust z=8-8.7, 2/5 seems z~2
• HST/WFC3 follow-ups
  • 3 z>8 candidates detected
  • z=9近くの可能性高い
  • beta=-1.97 : z=4-6 LBGくらべて少し青い？ / z~7銀河と同じくらい
  • r=0.9kpc : z=11, z~7銀河と同じくらい
  • UV-LF も出した

1706.04614 : Smit+ "Measurement of rotation in two galaxies in the Epoch of Reionization from ALMA-detected [CII] emission"†

• z>6 [CII]158
  • z=6.8540, 6.8076
  • L_CIIは過去に検出されたz>6.5 LAEのものよりも高い
    • LAEと異なった種族を見ているのか
  • 空間的に広がっており(6~8kpc)、速度勾配あり(111, 54km/s)
    • 回転と解釈すると、Vrot/σが小さめのディスク
    • M*/Mdynはz~2 HAEと同じくらいか (M*~2e9Msol)
• IRX-beta : z>6.5 LAEにくらべて、beta~-1.2と大きめ、IRXは1dex以上小さい

1706.04620 : Goto+ "No Lyα emitters detected around a QSO at z=6.4: Suppressed by the QSO?"†

• SuprimeCam NB906 obs ofz=6.4 QSO
  • 5400cMpc^3 volume
  • 6.4hr exposure
    • 過去のz=5.7サーベイ(200cMpc^3)より大幅に大きい
  • 100 LAE (NB906<25magAB)が見つかるはず => 検出無し => number density upper limit は一ケタ以上少ない => 少なくとも10pMpcにわたってLAEが欠乏している模様
• QSO UV放射で星形成が抑制されている？
• 1pMpcくらいまではありうるが、それより広いところは説明がつかない

1706.04789 : Maddox+ "Far-infrared emission in luminous quasars accompanied by nuclear outflows"†

• Herschel-ATLAS DR1でhi-z quasarを探した
  • z=1.6-4.8 : SDSSスペクトルにCIVが来る
  • BALは除外
• FIRで明るいquasarはbroad CIVの青側にexcess
  • 強いoutflowか

1706.01886 : Oyarzun+ "A Comprehensive Study of Lyα Emission in the High-redshift Galaxy Population"†

• z=3-4.6の銀河のLyA輝線についての性質を調べた
  • M* selected 625 galaxies from 3DHST/CANDELS
  • M*=1e7.6-10.6Msol
  • Michigan/Magellan Fiber System(M2FS)分光

=> W_Lya, f_esc

• 両方ともM*, SFR, L_UV, betaと逆相関する
• W_Lyaの分布はM_UV(UV absolute magnitude)の観測の限界感度に依存している
  • 狭帯域サーベイではW_Lyaで選択すると小さいM*の天体にバイアスされる
  • 低い星形成率の銀河は除外されてしまう
• z=4-7のLBGのLAEの割合のモデル予想もした
  • z>6でLAEの割合が低下する現象は、上記のM_UVのincompletenessで説明できる。

1706.03018 : Lu+ "ALMA [NII] 205 micron Imaging Spectroscopy of the Interacting Galaxy System BRI 1202-0725 at Redshift 4.7"†

• ALMA [NII]205um観測
  • BRI1202-0725 @z=4.7
  • QSO+SMG+LAE天体
• [NII],continuumをQSO本体とSMG両方で検出
  • [NII]輝線で空間的に広がっているQSO: 9kpc, SMG: 14kpc
  • continuum : 0.7"分解能でも分解できず
• [NII]/CO(7-6)輝線比 => Tdust=43K (beta=1.8を仮定)
  • Local LIRGと同じくらい
• SFR=5.1e3 / 6.9e3 Msol/yr for QSO /SMG
• M_gas= 5e11 / 5e11 Msol
• t_dep= 1e8 / 7e7 yrs

1706.02745 : Christensen+ "A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation"†

• 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"†

• 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

1706.01263 : Repp+ "Hubble SNAPshot observations of massive galaxy clusters"†

• Hubble SNAPshot survey
  • z=0.3-0.5 X-ray selected clusters : from MACS sample 特長
• high lensing efficiency
• bluest BCGを見つけた。X-ray peakにいる
  • 赤いBCGに比べて構造を持っている
  • L_X-optical richness 関係を確立できた

1706.01366 : Webb+ "Detection of a Substantial Molecular Gas Reservoir in a brightest cluster galaxy at z = 1.7"†

• z=1.7 cluster のBCGでCO(2-1)検出
  • LMT/RSRによる検出
  • FWHM=569km/s, 単一コンポーネント
  • HST-NIRでは複数のコンポーネントが見えているのだが。
  • Mgas=1e11Msol, fgas=0.4
  • SFR_IR=860Msol/yr => tdep=100Myr
• このような大量のガスはどのように銀河団中心に集積したのか。
  • cooling flow, major merger, striping gasi?よくわからん

1706.00589 :Miettinen+ "On the Kennicutt-Schmidt scaling law of submillimetre galaxies"†

• 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

1706.00426 : Koprowski+ "The evolving far-IR galaxy luminosity function and dust-obscured star-formation rate density out to z~5"†

• 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。

1705.10327 : Malavasi+ "Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since z≃3"†

• 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。

1705.10330 : Lee+ "A radio-to-mm census of star-forming galaxies in protocluster 4C23.56 at z=2.5 : Gas mass and its fraction revealed with ALMA"†

• RG 4C23.56@z=2.49 protocluster
  • HAE 22天体：星形成銀河メンバー
    • M*>4e10Msol
    • MS galaxy
  • 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。

1705.10530 : Stacey+ "Gravitational lensing reveals extreme dust-obscured star formation in quasar host galaxies"†

• 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？

1705.10846 : Kirkpatrick+ "A controlled study of cold dust content in galaxies from z=0−2"†

• 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

1705.10799 : Krishnan+ "Enhancement of AGN in a protocluster at z=1.6"†

• 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？

1705.09931 : Paraficz+ "ALMA view of RX J1131-1231: Sub-kpc CO (2-1) mapping of a molecular disk in a lensed star-forming quasar host galaxy"†

• 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

1705.09660 : Riechers+ "Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-Luminous "870 micron Riser" Galaxy at z~6"†

• 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。

1705.10283 : Balashev+ "CO-dark molecular gas at high redshift: very large H2 content and high pressure in a low metallicity damped Lyman-alpha system"†

• 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

1705.08662 : Decarli+ "Rapidly star-forming galaxies adjacent to quasars at redshifts exceeding 6"†

• 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
  • そのような銀河は１天体を除いてクエーサー
• 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

1705.08215 : Herenz+ "The MUSE-Wide Survey: A first catalogue of 831 emission line galaxies"†

• 22.2arcmin^2(goal 100arcmin^2) at CANDELS/CDFS
  • 1hr/pointing
• 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

1705.07986 : Mundy+ "A consistent measure of the merger histories of massive galaxies using close-pair statistics I: Major mergers at z<3.5"†

• 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

1705.07912 : Strandet+ "ISM properties of a Massive Dusty Star-Forming Galaxy discovered at z ~ 7"†

• 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? 

1705.07596 : Andrews+ "Galaxy And Mass Assembly: the evolution of the cosmic spectral energy distribution from z = 1 to z = 0"†

• 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

1705.07125 : Vernet+ "Are we seeing accretion flows in a 250kpc-sized Ly-alpha halo at z=3?"†

• 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。

1705.07090 : Smolcic+ "The VLA-COSMOS 3~GHz Large Project: Cosmic evolution of radio AGN and implications for radio-mode feedback since z~5"†

• COSMOS 1800 radio AGN at z<5
  • M*=3e10-11Msol
• 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

1705.06355 : Rutkowski+ "The Lyman Continuum escape fraction of emission line-selected z∼2.5 galaxies is less than 15%"†

• 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%

1705.06296 : Magdis+ "Dust and Gas in Star Forming Galaxies at z~3 - Extending Galaxy Uniformity to 11.5 Billion Years"†

• 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。

1705.05858 : Narayanan+ "The IRX-Beta Dust Attenuation Relation in Cosmological Galaxy Formation Simulations"†

• 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。

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"†

• 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

1705.05404 : Wang+ "UVI colour gradients of 0.4<z<1.4 star-forming main sequence galaxies in CANDELS: dust extinction and star formation profiles"†

• 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

1705.02649 : Farrah+ "The role of the most luminous, obscured AGN in galaxy assembly at z~2"†

• 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"?

1705.02567 : Hayashi+ "Evolutionary phase of gas-rich galaxies in a galaxy cluster at z=1.46"†

• 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？

1705.03014 : Feldmann "Are Star Formation Rates of Galaxies Bimodal?"†

• 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

1705.03062 : Noble+ "ALMA Observations of Gas-Rich Galaxies in z~1.6 Galaxy Clusters: Evidence for Higher Gas Fractions in High-Density Environments"†

• 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

1705.03769 : Hewlett+ "The redshift evolution of major merger triggering of luminous AGN: a slight enhancement at z∼2"†

• 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

1705.03680 : Jones+ "Overdensities of SMGs around WISE-selected, ultra-luminous, high-redshift AGN"†

• 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
  • MSに比べて5倍星形成している

1705.03479 : Stach+ "ALMA pin-points a strong over-density of U/LIRGs in the massive cluster XCS J2215 at z=1.46"†

• 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
  • 外側の冷たいガスははぎとられている？

1705.03474 : Simons+ "z~2: An Epoch of Disk Assembly"†

• 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

1705.01559 : Fudamoto+ "The Dust Attenuation of Star-forming Galaxies at z∼3 and Beyond: New Insights from ALMA Observations"†

• 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。

1705.01174 : Sklias+ "Insights on star formation histories and physical properties of 1.2≤z≤4 Herschel-detected galaxies"†

• 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。

1705.01101 : Khostovan+ "The clustering of Hβ+[OIII] and [OII] emitters since z~5: dependencies with line luminosity and stellar mass"†

• 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。

1705.00013 : Montero-Dorta+ "OBSERVATIONAL EVIDENCE OF GALAXY ASSEMBLY BIAS"†

• 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†

1705.05398 : Hassan+ "Constraining the contribution of active galactic nuclei to reionisation"†

• 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†

1706.03586 : Hu+ "First Spectroscopic Confirmations of z ≈ 7.0 Lyα Emitting Galaxies in the LAGER Survey"†

• LAGER : COSMOS z~6.9 LAE survey
• candidate followup
  • 9 detection / 12candidates
  • IMACS/Magellan
  • 3 luminous LAE : L_Lya~1e43.4cgs => Lya LFのbright-end bumpはおそらくrealだろう => patch reionization scenarioをサポートする結果
  • うち2天体は1.1Mpc/170km/sしかはなれていない。おそらく同じionizing bubbleにいるのではないか
• 一天体でtentative　NV 1240が検出 : AGNか

1705.05728 : North+ "MUSE-inspired view of the quasar Q2059-360, its Lyman alpha blob, and its neighborhood"†

• 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

1705.00733 : Shibuya+ "SILVERRUSH. III. Deep Optical and Near-Infrared Spectroscopy for Lya and UV-Nebular Lines of Bright Lya Emitters at z=6-7"†

• 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。

Quiescent Galaxy†

1706.03438 : Ichikawa+ "Recently Quenched Galaxies at z = 0.2 - 4.8 in the COSMOS UltraVISTA Field"†

• COSMOS-UltraVISTA field
• recently quenched galaxy(RQG)@z=0.2-4.8
  • NUV-r / r-J diagramで選出
  • mass function
  • morphology
• z>1で広いmass rangeでnumber densityに進化
  • low-mass RQGがz<1で急速に進化
  • migrationが大きなdriverか
• 形態は、SFGとpassive銀河の中間くらい
• RQGは銀河進化で大きな変換時期/spheroidal componentを作っている

1705.01946 : Guo+ "CANDELS Sheds Light on the Environmental Quenching of Low-mass Galaxies"†

• 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

Absorption Line Systems†

1706.03075 : Joshi+ "[O II] nebular emission from Mg II absorbers: Star formation associated with the absorbing gas"†

• 198 strong MGII 吸収線系
  • z=0.35-1.1
  • quasars in SDSS
• [OII]輝線検出
  • L_OII : sub-L*銀河と同じくらい。
  • SFR=0.5-20Msol/yr
  • 検出率はW_2796, zが大きくなるほど高くなる
  • W_2796とL_OIIに相関は見られない
  • L_OIIとzの間には強い相関
• stacked スペクトル
  • metallicity : logZ~8.3
  • ionization parameter : logq~7.5
  • M*=1e9.3Msol

1705.08925 : BOsman+ "A deep search for metals near redshift 7: the line-of-sight towards ULAS J1120+0641"†

• z=7.1 quasar ULASJ1120+0641
  • X-Shooter 30hr obs
• 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

1705.03476 : Lau+ "Quasars Probing Quasars IX. The Kinematics of the Circumgalactic Medium Surrounding z ~ 2 Quasars"†

• 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†

1706.04754 : Zhou+ "The SAMI Galaxy Survey: energy sources of the turbulent velocity dispersion in spatially-resolved local star-forming galaxies"†

• HII領域の乱流のエネルギー源は？
• SAMI survey
  • 近傍星形成銀河8天体
  • shock/outflow, AGNがないもの
• sub-kpcスケールでσはΣSFRに対してフラット
  • feedback drivenモデルよりもσは小さい
  • 星形成フィードバックモデル以外にenergy sourceがありそう
    • 重力、galactic shear？
    • MRI (磁気回転不安定性)？

1706.01884 : Spector+ "EIG - II. Intriguing characteristics of the most extremely isolated galaxies"†

• Extremely Isolated Galaxyの環境依存性
  • 41 EIGs
  • Optical+HI ALFALFA z
  • Ha+SEDデータ : SFR, SFH, 形態分類
• 孤立しているからといって、フィールド銀河と比べて星形成が違うわけではない
  • 大体がblue cloud
  • SF-M* Main sequence にのる
  • 星形成領域の分布は非対称で、クランプがある
• 環境依存性
  • 孤立しているほどM_HIは小さく、早期型銀河の割合が増える
• 早期型EIGも晩期型も、同じcolor-M*, SFR-M, M_HI-M**関係に乗る。
  • 星形成、色、ガス比を規定するメカニズムは早期型でも晩期型でも同一である
  • 逆に、EIGの形態は星形成、色、ガス比で決まっているわけではないということになる

1705.02348 : "External versus internal triggers of bar formation in cosmological zoom-in simulations"†

• 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

1705.00637 : Neumann+ "A combined photometric and kinematic recipe for evaluating the nature of bulges using the CALIFA sample"†

• 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 and SFGs†

1705.09663 : Herrero-Illana+ "Star formation and AGN activity in a sample of local Luminous Infrared Galaxies through multi-wavelength characterization"†

• 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)

1705.08367 : Pereira-Santaella+ "Far-infrared metallicity diagnostics: Application to local ultraluminous infrared galaxies"†

• 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

1706.00881 : Senchyna+ "Ultraviolet spectra of extreme nearby star-forming regions --- approaching a local reference sample for JWST"†

• nearby dwarfs : Z<0.5Zsolの星形成が観察できる
  • z>6銀河で見られる、high ionization UV lineのテスト
• HST/COS UV spectra
  • 10 HeII emitter in SDSS optical spectra
  • 12+logO/H=7.8-8.5
  • large sSFR=100/Gyr
  • CIII] EWはz>6のものと同じくらいある
• Z<0.2Zolで、急激にスペクトルの性質が変わる!!
  • minimal stellar wind
  • prominent HeII and CIV

    => Heの電離光子と水素の電離光子の比が一ケタ増えたと解釈できる

• 標準のstellar population modelでは説明できず。
  • stripped binary, very massive O-starのようなこれまで無視されてきた星種族か？

1705.01127 : Shimakawa+ "Identification of variability in recent star formation histories of local galaxies based on Hα/UV ratio"†

• 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）

Local ETGs†

1706.02704 : van der Burg+ "The abundance of ultra-diffuse galaxies from groups to clusters: UDGs are relatively more common in more massive haloes"†

• UDG はよりDMHが小さい領域にもいるのか？
  • UDG abundance のDMH依存性はどうなっているのか
• Galaxy groupでのUDG探し
  • GAMA surveyのz_specがある325グループ
  • r-band面輝度>25.5mag/arcsec^2のものまで探す
• M_200=1e12Msolのグループまで、UDGの密度超過が見えた
  • N_UDG(<R_200)~M_200^1.11で数密度がスケールする
  • N_Bright~M_200^0.78なので
  • UDGはmassive clusterに偏在している
• 原因は？
  • groupでのUDG破壊率が高い？
  • massive haloのほうがUDG形成率が高い？

1706.02521 : Lee+ "Detection of a Large Population of Ultra Diffuse Galaxies in Massive Galaxy Clusters: Abell S1063 and Abell 2744"†

• Abell S1063(z=0.348), Abell2744(z=0.308)でUDFを大量に発見
  • HFF F814W, F105W image
  • 47/40 天体検出
    • red sequenceの一番暗い端にいる
    • SSPmodel : M*=1e8-9Msol
    • Total mass : 大部分はM200=1e10-11msol / 一番重い人が1e11-12Msol
  • 分布は中心100kpc以内では平坦になる
    • 総数は 7790/814個くらいいる
    • total UDG mass>1e13Msol
  • 大部分のUDGはdwarf galaxy origin, 一部はL* galaxyだけど星形成に失敗したものか

1705.10521 : Kokusho+ "A star formation study of the ATLAS3D early-type galaxies with the AKARI all-sky survey"†

• 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†

1706.03067 : Brandt+ "Data Reduction Pipeline for the CHARIS Integral-Field Spectrograph"†

• CHARISのIFU data reduction pipeline
• 前半はH2RGの性能評価
  • ramp-sampleのやり方
• http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/

1705.09035 : Ellis+ "Photonic ring resonator filters for astronomical OH suppression"†

• 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