Metallicity†
- SAMI 1000銀河で、M-Z relation
- 同一の半径内(<Reff)でのmetallicityを比較
- 結果
- MZRは異なったcalibratorでもよく一致する
- ただし、絶対値は大きく異なる
- CALIFA, MANGAで得られた結果と同じ
- MZRにsecondary relationはない(SFR, sSFR依存性はない)
- SFR依存性があったとしても、非常にわずかで過去の報告より小さいし、低質量側(<1e9Msun)か大星形成率でしか見られない
- ファイバーによる結果と異なった理由は
- 解釈の問題
- 低質量側でサンプルが少なかったため
- 特殊な銀河の混入
K-S Law†
- EDGE+CALFA survey
- 39galaxies => 1845個のkpc-scaleの情報
- 結果
Local Galaxy Structure†
- NGC7025 (Sa銀河)
- Disky bulge (n~1.8, Re=1.7kpc)
- Mbulge=4.3e10Msun
- 全光量の30%(@ i-band)
- 中心r<15"(4.7kpc)の光の大部分
- GTC/MEGARA IFU観測
ーR<Reの9個のサブアパーチャーでspin(lambda), ellipcity(epsion) 測定
=> fast rotatorであった / pseudo bulge
- secular processで星やガスが中心に集積してバルジが形成された？
- 近傍LIRGの中心kpcを近赤外面分光
- ショック励起されたH2はULIRGのほうに見られるが、merger初期のLIRGでもある
- circumnuclear領域ではAGNが加熱に強く効いている
- ただし、プロセスは方向、ダスト遮蔽、密度などが効いていて複雑
- 中心の星形成はmerger classと相関している
- 基本的に、U/LIRG中心でmerger-induced SFしている描像とconistent
- 近傍late type銀河のCALIFA面分光
- 275 galaxies
- sSFRの空間プロファイル
- 環境を三つに分ける：field, pair, group
- M*=9-12Msun
- sSFRのプロファイルを決めているのは
- (1)星質量
- (2)bar, agnの影響は2番目
- バルジの大きさは中心での星形成を抑制する重要な役割を持っているよう
- group 環境ではプロファイルが明確に変わる
- M*=1e9-10Msunで、outside-inとなっている
- 中心での星形成のsuppressionはより強い：merger historyの違いを示している？
- lambda(s-angular mom.) vs epsilon (ellipcity)
- fast/slow rotatorの区分
- lambdaと形態に強い相関
- (lambda, epsilon)にbimodality => fundamental difference?
- 28 S0 galaxies / CALIFA IFU obs
- 2D photometric decomposition
- IFU kinematic properties
- M*>1e10Msun
- 結果
- red sequence にのる
- 相対的に孤立した環境：loose group or field
- mock 分光シミュレーション：diskの存在がバルジに与える影響の評価
- sersic n, B/T とv/σ, λに相関がない？！
- これはバルジに性質で、projection effectではなさそう
- すくなくともS0バルジについては、そのタイプは撮像だけでは分離できない
- kinematicsからみると、S0バルジは主にdissipative processで形成
- 3 green valley galaxies from MaNGA
- resolution matched map of SF / CO(1-0)
- global sSFRがMSから大きく離れている2つの銀河では
- bulge f_gasはdiskにくらべて低い : inside-out quenching
- SFEがはかれた2つの銀河では
- bulge と diskでSFEは同じくらい。
- ディスクではsSFR-SFE, sSFR-fgas両方に相関あり
- diskのSFE, f_gasはsSFRとともに低下
- バルジのsSFRはf_gasでコントロールされる
- diskのsSFRはf_gas, SFEの両方で変化する
- もっとサンプルが欲しいところ。
- 1917 galaxies @ z=0.01-0.14
- recent SFHのradial gradient/2Dmapを調べた
- Dn(4000)
- EW(Hdelta)(absorption)
- EW(Halph)
- 結果
- continuously declining SFRで大部分は説明可能
- 近傍銀河ではstarburstはそうそう起こらないということ
- 銀河を三つに分類:quenched fraction@<1.5Re (fQ(1.5Re))
- SF : full star forming
- PQ : partly quenched
- TQ : totally quenched
- M*<1e10Msun銀河は、もっともradial gradientを示さない
- M*>1e10Msunだと、
- SF, PQであればDn, EWで強い動径依存性
- TQだとDn, EQ(HD)でよわい動径依存、EW(Ha)では依存性なし
- 1e10Msunいじょうでは星形成はinside-outで停止する
- B/T, morphological typeに関係ない => 中心の高密度星領域は星形成停止の原因ではなく、結果であろう。(morphological quenchingというのは幻想ということか)
- CARMA STING sample
- 12天体
- 13CO(1-0)観測
- R=12CO/13CO
- 結果
- 11天体で空間分解(~1kpcスケール)したR導出
- 最大3-5倍のvariation
- 12COが弱いほどRも小さい
- Rと銀河中心からの距離・速度分散・星形成率に相関みられず！
- SFR-R相関無 => CO optical depthは星からの入力エネルギーに反応していない
- Stackingすると、5/11天体についてはr>1kpc / ΣSFR<0.1Msun/yr/kpc^2のほうがRがおおきい。
- Rの天体による違いは大きい
- Tdust, inclination, Zとの相関はない模様
- HSC-SPPでのLSBGs
- 200deg^2
- 781 objects
- r_eff=2.5-14"
- u(g)=18-27.4mag/arcsec^2
- 半分は24.3mag/arcsec^2よりくらい
- 95%は22mag/arcsec^2よりくらい
- 様々な
- カラー：
- red(g-i>0.64) : より広がっていて、面輝度は低い、スムーズな形態(single sersic)
- blue(g-i<0.64)：irregular, ongoing star formation
- 形態
- tidal debris
- cirrus emission
- いろんな人が引っ掛かっているみたいである
- 近傍のdwarf spheroidalからUDGまで
- gas-rich irregular, giant LSB spiralもいる
- 以前のSubaru Supcam Ha観測では切れていたところを、少し浅めだがちゃんとカバーした
- 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†
- LARS : Lyman Alpha Reference Sample
- 14 local SFG
- L_Lya, M_HI, kinematics, morphology
- Deep surface photometry in UBIK
- BGCと比較
- LARSは
- highly disturbed morhogy
- spatially more extended burst region
- early stage of merger?
- 形態のパラメータと等価幅やLyA escape fraction との相関はない
- HIGHz サーベイの銀河のM_H2/M_HI
- z~0.2
- SFR>10Msun/yr
- M*~1e10Msun
- H2: ALMA CO(1-0) obs
- HI : Arecibo HI obs
- M_H2/M_HIの分布はlocalとあまり変わらない。
- HIガスがガスの大部分を占める
- f_gasはz>1と同じくらいなのに。
- regular rotating disk,
- σは小さい。
=> gas fractionがガス乱流と相関しているわけではない
- SFRのM*, 環境、形態依存性
- SDSS dataset / M*>1e10Msun
- z<0.075)でCSFRDは
- 51%はフィールドのspiral (B/T<0.25 , M*=1e10-10.9Msun)
- 63%はM*=1e10.6-10.8Msun
- 65%はフィールド銀河
- 62%はspiral(B/T<0.25)
- CSFRの環境内訳は 21:3:1=Field:Group:Cluster
- 楕円銀河は、M=1e10.3-11.2Msun銀河の星形成ではそれなりに寄与する
- 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†
- CALIFA 69 ETG (E=48, S0=21)
- light-weighted Stellar age, Z(<2Reff) / dependence on R and mu*
- このプロファイルのsigma_e, M*, morphology依存性
- ETGの性質は
- negative metallicity gradient (-0.3dex/Reff @ <1Reff) / 外側では平たんになる
- mu*-Z relation / residual dependence on sigma_e (あるmu*で、sigma_eが大きいほどZも大きい)
- age-R relation はU字型
- R=0.4Reffで最小になる。
- 最小値および中心に向けての増加はsigma_eと逆相関
- ETG形成のシナリオ
- <1Reffの領域は(a)dissipative collapse / outside-in star formation と(2)AGN feedbackでinside-out quenching (sigma_eが大きいほどM_BHが大きくなってより効く)の競争になる。
- 外側はquenchして金属量も少ないsatteliteの降着でできていいる
- 69 quenched low-mass 銀河(M*<5e9Msun, Mr>-19)でのAGN feedbackの証拠
- SASS-IV MaNGA survey
- 85%はグループ環境にいる
- 6天体はactive AGN持っている : ongoing SFを止めている？
- うち5天体はionized gas componentあり。ただし、stellar componentと異なったredshift => accretion or outflow
- low-mass "red geysers"か？
- 8天体は, low-level 星形成あり (あるいは古い星からのhot emission)
- 残りにはイオン化ガスからの放射は受からず。
- Slow/Fast rotatorのformation mechanismはSFHに痕跡を残しているのか
- 194 kinematically selected Slow/Fast rotators
- quenching slow rotator : off-MS
- 形態では見分けがつかない
- 星形成史
- u-r color
- NUV-u color
- STARPYでonset time + exponential time scale
- quenching time : t_q
- quenching rate : tau
- slow / fastは3.2σで異なる星形成史
- fast rotatorのほうが、wider range of quenching rate (secular evo. minor merger, accretion ...)
- slow rotatorはdynamically fast processでできている(tau<1Gyr)
- ただし、slow rotatorと同じくらい早くquenchiしたfast rotatorもいる
- compact Elliptical (cE)の形成メカニズム
- diskが引きはがされた、spiralのバルジ？
- 引きはがしを行ったhostがないようなものも見つかってきた。
- SDSS 25cEsを調べる
- M*=1e8-10Msun, r_eff=0.1-1kpcm 環境
- 目視で分類 : hostとのinteraction => 異なった進化段階
- いろんな人がいて、あまりまとまった結論は出なかった。
- 近傍ETGの86%はfast rotating diskを内部に持っている。
- 大部分がspiralがquenchしたもので、major mergeでできたものは一部しかないということ？
- ATLAS-3DでのHaの分布をNBFで調べ、力学構造と比較するのが目的
- 結果
- 21が強いHa(EW>-5A)
- 低質量(M*~1e10Msun) S0銀河に付随。
- 55(37%)がHaで検出(EW>-1A)
- 上記より一桁上の質量
- 中心にAGNあり、[NII]が支配的で、おそらく星形成由来ではない
- 92天体では検出なし
- less massive 天体ではsecular evolution, massive天体ではdry merger,という仮説を支持
- 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。
- 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
Clusters†
- clusterでのquenching
- 中心銀河及びsatelliteのpassive fractionに違いがない模様(M*, Mhaloでコントロールすると)
- clusterではsatelliteのquenchingが進む(strippingとかで)という病像と合致しない
- GAMAのデータセット(SDSSに比べ2桁くらい銀河まで)で調べてみた
- centralとsatelliteのpassive fractionに明確な差
- passive fractionはMhalo/MsatelliteやMcentral/M2ndrankにともなって増加する
- quenchingはハロに比べて軽い銀河でより進む
- 銀河は古いグループでよりpassive
- environment quenching の描像と会う。
AGNs†
- z=0.454のquasar
- Type2 => type1 に１０年足らずで変化
- 2003/SDSS : stellar continuum, Hb輝線は広くない
- 2017 : blue continuum, broad Hb
- 2015/SESS DR13 : 中間的
- MgII、OIIIは変化してないっぽい
- viscous radial inflowかdisk instabiity ?
- 2727 MaNGA galaxies
- 303AGN candidates
- いろんなコンタミがある。 diffuse ionized gas, extra-planar gas, hot stars
- 選択基準
- 空間分解した輝線比診断
- Ha面輝度でのカット
- Ha EWでのカット
- AGNか、LINER的なhigh-metallicity 銀河かの区別がつく
- low-mass / high sSFR銀河が特に区別がつきにくい。
- 新たな診断基準
- 輝線比プロットでの標準的な位置からのずれ
- SF-MSからのずれ
- の組み合わせ
- 173銀河は, single fiber分光ではAGNと判定されなかった
Last-modified: 2019-06-12 (水) 16:44:41
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