- 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。
- 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
- 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。
- 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
- 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
- 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
- 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
- CANDELS/GOODS-N
- 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
- 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。
- 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
- 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"]]†
- 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?
- 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。
- 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
- 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。
- 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
- 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
![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
