astro-phメモ の履歴(No.9)

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  • 1 (2017-05-02 (火) 19:09:37)
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  • 4 (2017-05-11 (木) 19:59:46)
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  • 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)
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  • 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†

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

1705.05728 : 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

1705.05404 : 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

1705.01946 : 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

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。

1705.01127 : 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）

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†

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。

Absorption Line Systems†

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

Galaxy Structure†

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