Galaxy Evolution†
- 2~3mm観測で[CII]158umで、z=10-20の天体検出の可能性
- ALMA 40hr
- z=10 Z=0.2Zsun, SFR=5Msun/yrの天体で検出できる
- 6sigma
- ngVLA 40hr
- z=15 Z=0.2Zsun, SFR=1Msun/yrの天体で検出できる
- 6sigma
- z=20 で4sigma
- Blind surveyで受かる個数は 40hrで1天体くらいか
- z>5 DSFGのダスト質量
- SED fitting
- dust extinction - stellar age 縮退は解けない
- 二つの極端なモデル
- (A) continuous SF
- (b) instantaneous SF
- Himiko (UV bright sample)に適用したら
- (A)だとかなりのダスト量＋>70K => Mdust<2e6Msun
- SNあたりのダスト生成量は m_d,SN<0.1Msun => reverse shockやoutflowでダスト破壊が進んでいないと説明できない
- ということはSNはダストの主な供給源ではないことになる
- (b)だとMdust~2e7Msun, m_d,SN~0.3Msun
- 二つのモデルの区別は、<1.2mm観測で区別できる
- z>5 LBG compositeに適用
- Mdust<2e6Msun, m_d,SN<2Msun
- HimikoのようなUV-Bright天体の観測が重要
- Illustrus シミュレーション内での銀河の形状
- 839 galaxies
- massive galaxyのほうがprolateの割合が高い
- M*>1e11Msun : 35/839がprolate
- M*>1e12Msun : 9/21 がprolate / 4/21がtriaxial / のこりがoblate
- M*<3e11Msun : prolateはほとんどいない
- Prolateのmerger history
- major dry merger起源
- すべて、少なくとも一回はmerger
- mass ratioは1:1~1:3
- progenitor f_gas=0~3%
- 1天体だけ 2nd progenitor f_gas=15%
- 35 massive prolates
- 18天体はminor axis rotation : 角運動量の大部分はmain progenitorの角運動量
- radial merger orbit (oblateのものはradial か circular merger orbitのいずれか)
- 銀河のディスクサイズを決めているもの
- m*=M*/M_DMH : ディスクの星質量とハロの質量比
- j*=J*/J_DMH : ダークマターハロの角運動量のうちどれくらいが星ディスクに移送されたか
- いろんな赤方偏移でj*, m*を測定して、ディスク形成に迫りたい
- データ：3D-HST, GOODS-S, COSMOS, AEGIS
- 撮像データ+ photo-z カタログ
- z=2, 3, 4
- 結果
- j*/m*~0.77
- 値としては近傍銀河と変わらず
- 赤方偏移なし
- M_DMH(=8e10-2e12)に対してわずかに減少(~30%)しているかも
- 角運動量移送をするメカニズム(inflow, feedback)は席法変化すると予想されていたが、それとは違う。
- Protocluster Great Red Hope
- ALMA, ATCA Obs
- [CI](1-0), CO(4-3), CO(2-1), H2O(2_11-2_02)
- 260x310kpcにコンポーネントが広がっている
- SFR_tot=6500Msun/yr
- LABlobがdusty componentの隣にあって、60kpcに広がっている。
- LABOCA 870umソースがすべてメンバーだと、SFR_tot=14400Msun/yrになる
- M_halo~4e13Msun : Coma clusterのprogenitorに相当
- t_depは短い(90-230Myr) =>バーストをトリガする機構がある？ or cold acccretion from cosmic webでもっと数100Myr以上にわたって星形成ができる？
- GRB080207のホスト銀河
- z=0.2086
- SFR_FIR=260Msun/yr
- NOEMA観測
- CO(3-2)検出
- M_mol=1e11Msun
- f_mol=0.5
- t_dep=0.43Gyr
- 他のGRBホストに比べてガス量が多い
- Ha輝線幅はbroad component(FWHM=900km/s)あり。しかもnarrowよりも470m/sずれている
- Herschel SPIERE 500umでz>4のdusty SFGをさがすrecover
- 500um risers (250=>500umでフラックスが増えるもの)
- novel methodの確立
- S500>S350>S250
- S250>13.2mJy
- S500>30mJy
- Herschel Virgo Cluster Surveyのデータを使う
- 133 500um risersを検出 / 55deg^2
- number countはモデルとよく合う
- z>4 DSFGの~60%をrecoverしている
- noise, weak lensingをちゃんと考えないといけない
- SFRD @ z=4-5への寄与は半分以下か。
- 4平方度 hi-z luminous galaxy 分光サーベイ
- LAE @ z=5.7 & 6.5 : 400天体
- LBG @ z=5.5-6.8
- SXDS, COSMOS, etc
- deep optical imaging (BBF+NBF)
- M2FS/Magellan : MOS spec., 256 fibers/Φ30' FOV
- large protocluster search
- これまでのところ2.5平方度観測
- 32 LAEs (L_Lya>1e43cgs)
- いくつかはL_Lya>3e43cgs、最も明るいz>6LAE(CR7, COLA1)と同じくらい
- 4つの明るいz>7 [OIII] bright SFGs
- これまでのところ全部LAEである
- これらはなにか新しいpopulationではないか？
- LyAが強い=>ionized bubbleを形成している =>つよい紫外線源があるのでは？ =>AGNがある？
- 3天体についてXSHOOTER分光観測
- IRAC 3.6 or 4.5にexcess([OIII]起源だと思って)がある天体
- 1天体@z=7.15についてはMOSFIREでも
- 強いHeII とNV => non-thermal sourceがあるのでは
- 2天体@z=6.81,6.85
- やはり強い[OIII]はearly ionized bubbleに付随しているのでは。
- 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。
- z=2.3 LAB pairまわりのNBF撮像サーベイ
- Bootes1 and 2 field : BootesJ1430+3522 1deg x 0.5deg
- 183 LAEを検出
- 3 LAB (L_LyA=0.9-1.3e43 / 16-24 arcsec^2)
- new overdensity, diameter~20Mpc
- Present day COMA-like (1e15Msol)
- LABは一番LAEが高密度な領域の外縁部（中間密度領域）に存在
- SDSS J2222+2745 (z=2.8 lensed quasar)に広がったLyA
- source planeで0,2kpc解像度のHST画像
- LyAとrest-UVの形態は違う
- AGN-LyA, 広がったLyA, outflow吸収線の視線速度 => AGNの吸収物質と銀河の吸収物質は違う
- 中心AGN周りはpatchy ガスがある
- KMOS cluster surveyのデータ
- z=1.39-1.61 overdensity 3箇所
- 19 massive(>4e10Msol) red-sequenceのfundamental plane
- B-bandのゼロ点が赤方偏移進化
- Coma : 0.443 => -0.1~-0.29
- 1e11Msolの銀河でみると M/Lの進化は Δlog(M/L_B)=-0.46~-0.55
- passive evolutionで説明できる。
- SSPでフィットするとこれら銀河は2.33Gyr(z=1.39 : massive/virialized cluster) / 1.59Gyr(z=1.46 : massive/not virialized cluster) / 1.2Gyr(z=1.61 : protocluster)くらいになる。
- これら重い銀河の形成時期は同じくらいか。
- CFHTLSのz~5 faint quasar candidateの分光フォローアップ
- 9 candidates
- 同定できたのは 3 z~5, 1 z~4, 1 late type star
- 2天体はCIV
- M_BH=1e9.04 / 1e8.53Msol
- L/L_Edd=1e-1 / 1e-0.42
- seed blackhole は?
- L/Ledd=constを仮定すると、M_seed>1e5Msolが必要か。
- Mass accretion model (Kawakatsu+Wada08)だと、Mseed~1e3MsolでもOK
- z~6 luminous quasarとは別のpopulation?
- FIRSTとTGSSの形態のalighment
- FIRST : 30059 extended sources / 7000deg^2
- TGSS : 11674 extended sources/ 17000^2
- 2.5degより小さなスケールで、FIRSTサンプルにわずかにlocal alinghmentの兆候が見えた。
- UKIDSS-UDS
- z>1 post-starburstのSersic index
- 大きい（SFGより大きい）
- 古いQGとは区別がつかなかった
- 形態の変化は、quenching 前、あるいは途中で起こっている
- 最近quenchした銀河は大部分がコンパクト
- >1e10.5Msolpost-starburst@z>1はQG@z>1より有意に小さい
- passive銀河の形成仮説で説明できる。
- gas-rich dissipative な収縮でspheroidalができ
- 急速に星形成をやめてred nuggetになる
- minor mergerなどで徐々にサイズが大きくなる
- Escape fraction/ultra faint companionを見積もる新しい方法
- Diffuse LyA, continuum and Ha emission around z~6 galaxies
- 銀河周りのdiffuse haloをモデル化
- Mas-Ribas+Dijkstra16, Mas-Ribas17の拡張
- escape ionization photonによる蛍光放射+satelite銀河の輝線
- z=5.7, 6.6 LAEデータへの適用
- M_UV=-19~-21.5mag
- f_esc~5%と低い
- JWSTによるrest-optical & Ha観測シミュレーション
- L>5L*銀河であれば蛍光Ha輝線が検出できるはず。
- satellite銀河からのHa輝線と区別できる
- WISE J132934.18+224327.3
- z=2.0439 SMG
- WISE/Planck selection / SMMJ2135(cosmic eyeleashのようなものを探す)
- SCUBA2 archive => S850=130mJy
- HST arc shaped lensed galaxy in optical
- lens : z=0.44
- 増幅率 u=11
- intrinsic LIR=1.3e11Lsol => SFR=500-2000Msol/yr
- KROSS galaxiesの一部の velocity dispersion
- 大部分はrotation dominated (83% : V/σ>1)
- SAMI(z~0.05), MUSE(z~0.5)のサンプルと比較
- M*, σ、SFR, zの関係を見たい
- M*とσに弱い相関
- M*を固定するとσは強いz進化（でもM*ごと図だとあまり強い進化があるように見えないのだが）
- どのzでもSFRが増えるとσも増える（でもSFR-M*も相関するのだが）
- diskのガスが増える=>重力不安定になりやすい、というシナリオとconsistent
- ULAS J131911.29+095051.4
- ALMA [CII]/dust continuum imaging
- Cy1+Cy0data
- 0.3" resolution: few kpc scale
- [CII]はcontinuumに比べてirregular
- [CII] velocity gradientが見える
- tilted ring modelでVrot=430m/s @ 3.2kpc
- inclination 34deg
- Mdyn=13.4(+7.8/-5.3)e10Msol within 3.2kpc
- MBH/Mgalaxy=0.020 : local MBH/Mbulgeにくらべて4倍大きい
- SMBH形成が先行する？
- rest-NUV properties of 10 z=5.5 [CII] galaxies
- COSMOS field
- ALMA [CII]158 + continuum image
- IRX-beta relation
- これまでの地上観測に比べてbluer beta
- 大部分はlocal SB / SMCとconsistentな結果
- low-IRX / betaが大きくばらつく天体がいくつかあり。uniform dust modelでは説明できない
- Keck/DEIMOSのstacked spectraからは、このような人は金属量が小さい/若い星の集団？
- そのせいで、ダスト分布が違う？
- Illustris TNG Project
- TNG100 : 100Mpc box, rerun of orginal Illustris
- TNG300 : 300Mpc box, 2x2500^3 resolution element
- Galaxy color bimodality at low-z
- ダスト吸収入り
- g-r color / M*=1e9-12.5 Msol
- SDSSと比較
- originalに比べてよくあっている
- 1e10.5Msolあたりで色が急に青くなるところもあっている
- primaly drive はSMBHによるフィードバック
- transitionが起こるタイムスケールは1.6Gyrくらい（重い銀河になるほど短くなる）
- 星質量を固定るすると、色はSFR, age, Z, f_gasおよび磁場の性質に相関する模様
- red sequence での星質量の成長はどれくらいあるか
- z<1でtransitionを起こした>1e11Msolの銀河の場合
- 平均して25%くらい
- ただし、18%の銀河は半分以上。
- z=6.6-6.9 QSO 3天体: ALMA B3 obs
- 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
- 21 z<0.5 SMG analogs
- Herschel-ATLAS Survey
- GAMA+SASS spec-z
- Tdust=25-35K, LIR>1e12Lsol:がSMGに近い
- 近傍ULIRGに比べるとダスト温度は少し低め？ <= H-ATLASのselection biasもありそうだが。
- 近傍のMSよりもsSFRが高い。10倍くらい。
- CO(2-1), CO(1-0) obs / IRAM30m
- 16 objects
- diverse properties
- CO(2-1)/(1-0)は様々(0.7-4くらい) => J>1 CO輝線を使ったガス質量推定に大きな不定性
- M_H2~1.6e10Msol / t_dep~100Myr
- f_gas=3~60%と大きくばらつく
- L_850-L_CO(1-0)の相関は非常に強い。ばらつきはP-Vで0.5dexくらいか？(σで0.1dex)
- H2 chemistryが銀河形成に与える影響のシミュレーション
- 二つのzoom-in simulation
- 30kpc resolution, 1e10Msol galaxies @z=6
- "Dahlia" : H2 formation に平衡モデル
- "Althea" : 改良非平衡ネットワークモデル
- 両方とも同じになったのは：
- SFRとその時間変化、z=6で100Msol/yrくらいになった
- SFR-mass main sequence / sSFR~5/Gyr
- 異なったのは:ガスの性質
- AltheaではH=>H2 transitionが300/cm^3で生じる : Dahliaより一桁高い
- Altheaのほうがよりclumpyガス
- KS則に合致する
- SNフィードバックがより効く
- [CII]158umで7倍明るい/H2 17umで15倍明るい
- それでも近傍のSFR-[CII]関係に比べて暗い
- Dahliaでは低密度、フィードバックが弱いために, KS則から3-sigmaでずれる
- MassiveFIRE simulation
- Feedback in Realistic Environments Projectの一部
- M*=1e10-11.5Msol galaxies
- z=1.7-2
- mock multi-band imageを作る
- 疑似観測して、そこから得られた物理量と元の物理量を比較
- Stellar Mass
- 0.06dex underestimate, 0.15dex scatter
- half-light radii
- 0.1dex offset, 0.2dex scatter
- color gradient補正をすると観測結果のほうが0.1dex大きくなった
- aperture effectで0.1dexのバイアスが入る
- SFGとQGで違いはなし
- viewing angleによっるscatterへの寄与は25％
- very massive galaxiesのnumber densityのoverestimateにつながっている
- 0.5dex overestimate @ M*~1e11.5Msol
- SGAS J111030.0+645950.8
- Lensed galaxy : u=28
- z=2.481
- HST Imaging
- r=30-50pcでクランプを分解してみることができた
- SFR surface densityは他のz~2レンズ銀河のクランプと同じくらい
- Clump UV-LFはz=0銀河と同じ
- 100pc以下のサイズのクランプ
- 22%のUV光を出している。
- このようなクランプ星形成の重要な部分を担っている
- hi-zでは星形成クランプは>1kpcオーダーという説と対立する結果。
- 現在の観測では単に分解できていないだけ？
- SGAS J111030.0+645950.8
- rest-frame UVで星形成クランプの形態
- 星形成の大部分は、24個くらいのr=30-50pcのクランプになっている。それが7kcに広がっている
- より小さいクランプもありそうだが、分解できていない
- とはいえ、平均したプロファイルは、exponential diskで合う。
- 重力レンズがなかったらどのように見えるかのシミュレーション
- 大部分の星形成はr=1.9~2.7kpc exponential diskにスムーズに広がっているように見えるはず（クランプは見えない）
- H-ATLAS J090740.0-004200 (SDP.9)
- ALMA Long baseline Obs
- CO(6-5), B6 continuum
- Beam size : ~20mas x 30mas
- 12uJy/beam rms
- STUDIES
- 3yr JCMT LP
- 450um confusion limit (0.6mJy)
- COSMOS-CANDELS region
- 1st yr data
- 0.91mJy
- 151arcmin^2
- 97(4sigma) 141(3.5sigma) sources
- 3.5-25mJy number count
- SCLS
- >98.4% の850um sourceまわりでgalaxy excessがあった
- 1.52 excess (<12")
- その銀河の
- median z=2.05 / 1sigma z=1.07-3.06
- M*=2e10Msol
- 8%がpassive galaxy color
- 明るいSMGのほうがhigh-z
- z=0.5-5のCSFRの30%がこのようなSMGが担っている
- 1.1mm SMG => ALMA 1.3mm follow-up
- 124 objects
- z_median=2.30 (19.3% spec-z)
- MAGPHYS SED fitting
- M*~1e11.1Msol
- SFR~402Msol/yr
- Tdust~39.7K
- Mdust=1e9.01Msol
- Mgas=1e11.3Msol
- Mdust/M*はzとともに減少
- Mgas/Mdustはzとともに増加
- fgas~0.62
- 57.3%がMSにのる。のこりはMSの3倍以上上
- t_dep~535Myr
- M*-size(@3GHz)関係は見られず
- UVの形態は不規則 => merger起源か。local ETGになるか。
- NUV-B color @z~2のradial gradientを調べた
- サンプル
- 1335 SFRs @ CANDELS/GOODS0-S+UDS
- M*=1e9-10Msol
- z=1.5-2.8
- 大体、中央ほど赤い
- 質量が大きいほど、gradientが強い
- rest-frame FUV-NUV colorはAv(SED fittingからだしたもの)と線形相関
- これを使うと、中心ほどダスト吸収が強い(negative dust gradient)
- 補正すると、NUV-Bのcolor gradientはほぼなくなる。
=> negative NUV-B color gradientは年齢ではなく、ダストで引き起こされているよう。
- Bright galaxy in CFHTLS
- z=5.424
- i_AB=23.0
- GL : u=5-25と不定性が大きい
- LAE : f_LyA=1e15 cgs
- spectra
- LyAは1000km/sくらい広がり
- NV, CIV受からず⇒AGNはない
- NIV]1486検出：hard continuum, 重い星から？
- HST imaging : LyA narrow-band image
- EW=260A
- 手前に重力レンズ
- 4kpcくらいLyAで広がっている, expanding shell model
- SED
- burst(5Myr) + evolved (1Gyr) population
- 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
- WMH5 @ z=6.0695
- ALMA continuum + [CII]158um
- 0.3"resolution
- Compact main galaxy (continuum, [CII])
- tail : 5kpc離れたところ
- 100km/s, 250km/sずれた二つのコンポーネント
- 速度幅は80km/sくらい
- 東西に3kpcくらい広がって、main galaxyとつながる
- [CII]/FIRはz=5.5 LBGと同じくらい
- early galaxy formationを見ている？
- sub galaxyからのガス流入
- フィラメント状のガス分布
- シミュレーションと一致
- 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
- z=1.62 protocluster IRC0218
- 14 members
- multiband imaging => quiescent galaxy
- HST G102, G141 grism spectroscopy : Dn4000から年齢
- 年齢と質量
- M*>1e10.85Msolで f_quiescent=1 / fieldではf_quiescent=0.45
- M*=1e10.2-10.85 Msolで f_quiescent=0.4 / fieldではf_quiescent=0.28
- stellar ageとM*には相関はない
=> merger driven mass redistributino
- f_quiescent進化がz=1=>1.6で見られる。
- z=3高密度領域でred sequenceがみられることとconsistent
- PSO J006,1240+39.2219
- z=6.618
- L_Lya=8e11Lsol =0.03 Lbol
- FWHM=1300km/s : 狭い
- UVで早い時間変動を示す
- 日のタイムスケール(rest frameで)
- Local NLS1に似ている
- このクエーサーはactive phaseにあって、Eddington limitでBH成長している？
- 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
- 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
- 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
- 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
- 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。
- 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)
- SFR=5.1e3 / 6.9e3 Msol/yr for QSO /SMG
- M_gas= 5e11 / 5e11 Msol
- t_dep= 1e8 / 7e7 yrs
- 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
- 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
- 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
- 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=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
- 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。
- 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†
- HST continuum selected galaxies @ z=3-6
- MUSE 1hr x 24 pointings, GOODS-S
- LAE fraction : X_LyAを調べた
- X_LyA>0.5 (EW>0A)
- X_LyA>0.2 (EW>25A)
- z依存性なし
- L_UV依存性なし
- 29% LAE : EW<15A
- 238 LAE clustering analysis
- z=3-6
- MUSE-Wide Survey
- CDFS / COSMOS
- Goal : 100arcmin, 1hr integration
- 今回は24 field (CDFS) の結果
- r_0=2.9 Mpc(comovint)
- LAEs in VUDS
- velocity offset outflow
- subsample stacking
- Vsys : CIII]1980
- V_LIS(low-ionization absorption line system) : SiII 1526
- LyA
- peak : Delta-V
- EW, spatial extension,
- Ext(LyA-C)=sqrt(FWHM_LyA^2-FWHM_cont^2) : 多きほうが、LyAで広がっている
- 以下の銀河は数百km/sのoutflow
- faint rest-UV continuum
- strong LyA and CIII]
- compact UV morphology
- underdense environment
- Delta-Vが小さいものは
- LyAピークシフトが大きい
- larger Ext(LyA-C)
- EW(LyA)が小さい
- EW(LyA)はExt(LyA-C), LyA ピークシフト量と逆相関
- モデル解釈
- 1e20cm^2より大きいHIガスがあると、>300km/sのピークシフトを起こす
=> scatterが起こって、EW(LyA)は小さくなる
- N_HIが小さい（そしてoutflowがある）と銀河の中心でピークを持ち、EWも大きくなる
- LyAでHIガスの性質を調べることができるのではないか
- 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
- 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
- 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
- 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†
- z>3 passive galaxy探査
- GOODS-S
- ultra-deep Ks data
- New IRAC photometry
- photometryのみで
- SED fitting : abruptly quenched SFHを入れて
- passiveになったところのものを拾えるように
- 結果
- 検出数は、モデルに強く依存する
- 輝線の影響を入れず、CANDELSの元のzを使うと：30天体
- 輝線の影響を入れると：10天体
- 赤方偏移もパラメータにしてしまうと：2天体
- 数密度<0.173arcmin^-2 (検出限界以上のものについて)
- z>3のpassive銀河の選出はまだ不定性が大きい
- JWSTが大きく状況を改善するだろう。
- 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
- 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†
- 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
- 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†
- CALIFA 219 Galaxies
- ダスト吸収補正したHa星形成率をコンポーネント(bulge, bar, disk)ごとに調べた
- SDSS image => multi-component photometric decomposition
- 結果
- 棒渦巻銀河では中心でSFR, sSFRが高まっている
- Main sequenceでは重い銀河ほどquenching を受けている模様。
- ディスクも、重いほどquenchingしている
- 原因は？ => 2型AGNがとくにバルジで効いている
- M*=1e10.5Msunくらいで、ディスクのsSFRの低下が大きい。
- バルジのσはAGNがあるほうが大きい。
- 環境効果あり。Σ5が大きいほどバルジ・ディスクでのSFRが下がる
- CALIFA 661 galaxies
- M*=1e8.4-12 Msun (6bin)
- いろんなHubble Type (7bin)
- datacubeにSED fitting
- mass growth timescale
- mass weighted age
- 3つの空間分解された星形成史のトレーサ
- mass assembly curve
- r_half-mass / r_half-light
- mass-weighted age gradient
- 知りたいことは
- 銀河がinside-outで形成されたのか
- それがM*, Σ*, 形態とどう関係しているのか
- 結果
- すべての銀河について、一番内側は外苑に比べて先に形成されている。
- 低質量銀河(M*=1e8.4-10.4)では、形成時期が多様になる => mass assembly timescaleがΣ*と形態に強く依存している
- すべての銀河について、半光度半径内ではnegative <log age>M gradientがある。
- Downsizingは保存されているようだが、E/S0では成立しないよう：Saに比べて、外側の形成時期が新しくなっている。
- massive銀河の面分光観測では中心を主に見てしまうので、rotation/dispersionの切り分けがバイアスされる。
- V/σ、λ_Rに対するaperture correctionをした。
- SAMI & ATLAS-3Dデータ
- 両方とも、aperture-sizeに対して強い相関を示す
- growth curveは二次のpolynomial
- 0.5Reでの測定から1Reまで再現可能
- slow rotatorの割合はM*とともに増加
- >1e11Msolの銀河で
- 先述のaperture size補正を使うとf_slow=0.36
- ただし、>Reまで測定されていない天体を除去すると f_slow=0.24まで低下する
- 測定できる限り外まで測定した結果を使うと f_slow=0.38
- SAMI銀河の可視輝線と1.4GHz電波の関係
- 6 edge-on galaxies
- L_1.4GHz>1e21 W /Hz
- 全天体で、shock-like emission line ratio
- 3天体でminor axisに広がった輝線雲
- [NII]/Ha, σがgalactic windとconsistent
- 回転成分もみられる。
- 1.4GHzでも広がったmorphology
- 6000 local galaxies
- UV-Optical-NIR-MIR + MAGPHYS => M*, SFR
- M*>1e10 massive
- morphological T-typeといろんなパラメータの依存性
- Early type spiral (ETS : Sa-Sbc) + S0がgreen valley のだいぶぶんをしめる
- Sa=>Sbcに従って, green/quenched galaxiesの割合が減る
- blue cloudからgreen valleyに行くにしたがって、ETSが減り、S0が増える
- S0だけど、活発に星形成しているpopulationをみつけた。
- sSFRのヒストグラムがダブルピーク（星形成ピークはエラーが大きいが）
- 環境依存性はなさそう。
- いろんなパラメータの相関
- 形態はsSFRともっとも強く相関、環境には依存しない
- 形態-density, sSFR-環境は強い相関を示さない
=> 近傍の重い銀河では、形態を決めるプロセスと星形成をきめるプロセスは共通かも
- 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)？
- 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
- 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 and SFGs†
1709.01939 : Tescari+ "The SAMI Galaxy Survey: understanding observations of large-scale outflows at low redshift with EAGLE simulations"
- Stellar Feedbackによるアウトフロー
- EAGLEシミュレーション
- M*=1e9-5.7e10Msol z=0 MS-Disk銀河をピックアップ
- ガスのVrot, σマップ作製してSAMI観測と比較
- 結果
- σ>150km/sは、starburst起源のbipolar outflowで最もよく説明できる
- σの確率分布はM*とΣSFRに依存
- low M*/ΣSFR => σ~30km/sに狭いピーク / Tgas<1e5K
- high M*/ΣSFR => σ~150km/sまで分布が伸びる / Tgas>=1e5K
- SN駆動だけでは、<1e5Kのガスを十分に吹かせられない
- isolated dwarf galaxyの衝突
- gas-dominated / low metallicity な銀河形成の良いサンプル
- dm1647+21
- interacting dwarf pair
- Ha emission
- 広がっている
- SFR=0.44Msol/yr : SDSSの値の2.7倍
- sSFR はnon-interactingに比べて一桁以上高い
- 小さいほうの銀河が担っている。単独では５０場以上高い
- ISM ionizationはすべて星形成で説明できる
- 大質量銀河との違い
- 衝突により、広範囲なISMの圧縮が起こって広がった星形成
- （大質量銀河だと中心にガスが落ちてnuculear starburstになる）
- Little Cub
- BCD J1044+6306
- SDSSカラーで選出されたlow-metallicity galaxy
- Lick 3m分光で確認
- M*=1e5Msol
- Keck LRIS観測
- Direct methodで、温度決定 : 18700K
- 12+log(O/H)=7.13 : 近傍では最も低金属の銀河の一つ
- NGC3359の近くにあって、gas strippingしているよう(HI観測)
- offset 53km/s , 69-90kpc
- 天の川銀河のような銀河の近くを通って、quenchしつつあるところを見ている？
- NGC1566
- 中心可視近赤外面分光データ
- GMOS(R=4300)+SINFONI
- PCA tomography
- emission line
- channel map
- penalized pixel fitting
- スペクトル形状
- HST imaging
- わかったこと
- SeyfertI + featureless continuum(gamma=1.7 power law) : PFSが広がっているので、若い星の集団からきている？
- BLRで視線速度とFWHMに相関：視線速度はgravitational redshiftであるとするモデルで再現できる
- AGNそばにHII領域あり。
- outflowもあるよう
- アウトフローに直交した方向に回っているH2分子ガスディスク
- [CII]158umがどこから出ているのか
- 近傍KINGFISH, Beyond the Peak Herschel Program
- [NII]205umでionized gas領域を分離 => [cII]/[NII]122umの密度依存性を除去
- [CII]158umの40-60%が中性ガスから出ている
- 中性ガス起源の割合は
- ダスト温度、星形成密度に弱く依存
- Gas-phase metallicityにもすこし強く依存
- metallicityが大きいと(温度が相対的に低い)ionozed gasからの[CII]への寄与が大きくなる。
- 予想とは逆センス
- Local IR Galaxies
- AKARI selected
- 412 PAH emission
- 264 BrAlpha emission
- 380 total infrared luminosity
- F_PAH=1-100e-14 cgs
- F_BrA=1-10e-14 cgs
- LIR=1e10-12lsol
- z=0.002-0.3
- LIR>1e11Lsolで、PAH, BrAの輝線強度がLIRにくらべて弱くなった。
- galaxy type, Tdustには依存しない
- 考えられる原因
- 非常に強いダスト吸収
- 強い輻射場によるPAHの破壊
- PAH励起/H電離するUVが足りない
- IRにnon-SFのコンタミ
- COSMOS nearby galaxies
- @ green valley
- I<23
- X-ray detected AGN / non-AGN
- 大部分のAGN - green valley galaxiesはFIRでつよい放射
- 82%がmain-sequenceよりも上にいる
- AGNによって星形成が促進されている？
- うーむ、ここまで単純化した議論でいいのだろうか。
- SDSS-IV MaNGA survey
- local mass-metallicity relation
- 1700 galaxies
- spatially resolved => same Reff内でのmass-metallicity
- 過去の単一ファイバーを用いた結果(Mannucci+10)と同じ
- residual errorは、もう一パラメータ(SFR or sSFR)を入れても減少しない。
- これはMannucci+10と反する
- 金属汚染は銀河内のローカスなスケールで起こる、というシナリオと一致する
- galactic outflowは金属汚染に大きな影響を与えない
- cold-gas inflowは星形成を制御する(Lilly+13)
- 5 compact SFGs @z<0.075
- O32=23-43
- M*=1e6-7Msol
- LyC leaking しているか？
- LBT optical spectroscopy
- Abundance
- Te(OIII)=17200-20900K : high termperature
- 12+log(O+H)=7.46-7.79
- N/O は低い：secondary nitrogenは出ていない
- n_e=190-640/cc : high electron density
- Haにbroad component
- 1700-2000km/s
- 0.5-2.6% of total Ha flux
=> SNR expansion??
- EW(Hb)=350-520A : very young, <3Myr
- new diagnostics for LyC leakage
- O32は十分ではない
- HeI 3889/6676, 7065/6678
- 今回のサンプル中3天体はdensity bounded HII regions, 大量のLyCが漏れ出している(>20%)？
- 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
- 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!!
- 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？
- 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†
- Quiescent galaxies, transition galaxiesの分光
- 検出されたquiescent population
- 早くtransitionしているpostSB銀河((PSB)
- 遅くtransitionしているgreen-valley銀河(GV)
- quiescent populationの過去80億年間のnumber density進化
- >1e11Msolのもののほうが>1e10.6のものよりゆっくり。
- PSB, GVともにstellar mass functionに進化。重いもののほうが先にできている
- GV tranitionの時間は2.6Gyr(>1e10.6Msol)
- z=0.7ではPSBでpost starburstのnumber density進化は説明できる？0.5Gyr transition
- 近傍ではPSBの数密度は少なすぎで、ほとんどいなさそう
- ただし、重い銀河(>1e11Msol)では早く進化するPSBがたくさんある、あるいはゆっくり進化するquiescentどちらでも説明できそう？
- 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？
- 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
- 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†
- MCAO system
- GeMS/GSAOI@Gemini-Sが唯一
- Ks-bandでの遠方銀河検出時のS/Nと検出限界の評価
- HFF MACS-J0416.1-2403のデータ
- VLT-HAWK-I dataと比較
- Galaxy number count
- thermal background は上昇 / throughputは減少によるロスはAOによるゲインで取り戻せている(smaller aperture)
- S/Nのゲインは
- 40% (銀河のサイズがseeingの半分の銀河について)
- より小さい銀河だと最大2.5倍
- 冷却MCAOが将来的には重要になる。とくにELTで。
- WFIRST/PISCES
- high-contrast IFSのプロトタイプ
- R, I, Z (660-890nm)
- 76 x 76 lenslet array
- R=70
- High Contrast Imaging Testbedとしてcommissioningした結果
- flight-like data reduction/analysisの手法
- high contrastが達成できた
- photonic deviceで近赤外線分光
- AWG (arrayed waveguide grating)
- peak throughput ~0.23
- R~1300
- H-band (1450-1650nm)
- TE polarization
- Silica on Si + Si3N4 thin layer waveguide core
- FSR=10nm @ 1.6um
- 17db(2%) crosstalk
- AWG#1 構成
- シングルモードwave guideにファイバーで入力
- waveguide(2x0.1mm) x 34個が光路差を作る
- 16mm x 7mm footprint
- 高温アニリングで1.5um付近の透過率が向上
- JWST filters : MIRI. NIRCAM
- 0.6-7.7um : NICAM 8 bands
- galaxy SED fitting simulation
- 1542 gals
- z=7-10
- 0.1Gyrで年齢が決まる
- E(B-V)は0.06magで決まる
- z=M*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
- NIRCamしか使わないと
- z=7-9ではM*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
- z=10では4000A breakをNIRCamで拾えなくなる。M*/sSFRのoutlierが20%/90%以上増加する
- 強いnebular emissionがあると、さらに困難になる。
- 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]")
