- Chandra X-ray cluster RXJ0821+0752のALMA観測
- CO(1-0), CO(3-2)
- M_mol=1e10Msun
- 中心銀河の中心から数キロパーセク離れたところの二つのクランプに集中
- X-ray cavityと一致
- 原因は？
- 多くのBCGでは、stimulated coolingでポテンシャルの底から持ち上げられる
- この天体の場合、X-ray cavityが弱すぎる。
- 近くの銀河との相互作用で起きたsloshingで持ち上げられた？
- 最近の星形成活動のアーク構造も同じようにずれている。
- quiescent galaxy進化へのminor mergerの影響の評価
- 銀河団では相対速度が大きいので、mergerを起こしにくいはず
- z~1銀河団10個の中の銀河のmass-size relationをフィールドと比較
- cluster sample
- 344+182 spec-z cluster member with GMOS+WFC3 grism
- quiescentもstarformingも、銀河団銀河の方が0.08~0.07dex小さかった
- z=1.2-1.5のフィールド銀河でquiescentとstarformingとの違いとconsistent
- => cluster環境ではz=1.3=>1の間にサイズ進化しなかった？
- => z=1-0の間でもっともコンパクトな銀河団銀河の40%がBCGに飲み込まれ、残りもdissipateしてしまったとすると、説明可能
- =>z=1-0のBCGの星質量進化ともconsistent
- minor mergerがquiescent field galaxyのsize growth の原因か。
- SPT2349-56
- z=4.31
- 14 gas-rich SBGs
- SFR=64-1170 Msun/yr
- Mgas=1-12e10Msun
- 130kpcの中に集中 (~20arcsec)
- sigma~410km/s => Mcluster=1e13Msun
- CO(4-3), [CII]158um
- セミアナモデルでのprotoclusterの銀河進化
- Millenium Simulation / Planck cosmology
- フィールド、原始銀河団両方での星形成史が再現できた
- 原始銀河団のほうが0.7Gyr先に星形成のピークを迎える
- 銀河団環境ではz=1.4までに星質量の80%が形成 <=> フィールドでは45%
- モデルでz>3ではsSFRに違いはない。また、高密度環境では星形成はenhanceされている
- z<3では銀河団環境でsSFRが小さくなる。
- 原始銀河団でのstellar mass functionはtop heavyになっている。
- 星形成史の環境による違いの原因は、DMHが重いとDM密度も上がる。そのために重い銀河の形成が促進される。
- 今後どのような観測をしていけばいいか
- z>1でのsSFR進化の環境依存性
- z>1原始/銀河団でのSFRD
- 星質量ごとの銀河のquenching efficiency, fractionが、環境ごとにどうなっているのか
- 原始銀河団・そのハロでの星質量関数の進化 => mergerによる銀河成長を探る
- z=3.09 protocluster のsimulationによる解釈
- Small MultiDark Planck simulation
- redshift distribution : 二つのピーク有(z=3.065, 3.095)
- overdensity と質量
- 青：δ_b,gal=4.8 => M_b=0.76e15 h^-1 Msun
- 赤：δ_r,gal=9.5 => M_r=2.15e15 h^-1 Msun
- 全体：δ_t,gal=7.6 => M_t=3.19e15 h^-1 Msun
- simulationで同様のz=3 clusterを探す
- SSA22のダブルピークは合体ではなく、近接した二つのprotoclusterではないか
- 1e15 h^-1 Msun と>1e14 h^-1 Msunの組み合わせ
- このような組み合わせはレア。 8 h^3/Gpc^3に一個くらい。
- HSC S16A data release
- Cluster同定
- CAMIRA
- z=24等台まで：DESにくらべて1頭深い
- z=1.1までcluster 同定
- red sequence, blue cloud検出
- 結果
- red sequece
- C-M diagramでfaint endまでほぼ線形
- intrinsic scatterには等級依存性なし。z進化もなし
- 赤い銀河は銀河団中心に向けて集中している。
- 青い銀河に比べてr_sが小さい
- hi-zになるにつれ中心集中が弱くなる
- これら傾向は、セミアナシミュレーションの結果と一致する。
- 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。
- 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
- 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
- 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？
- 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
- 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
Last-modified: 2018-11-27 (火) 18:34:35
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