- 形態とstellar populationの進化をz=2前後で見る
- z=1.5-2 / 2-4
- @CDFS
- spec-zサンプル
- bulge-disk decomposition at J, H (3DHST dataset)
- 結果
- 2 componentフィットできる割合がz<2で増加する (46% => 70%)
- SFRは減少する
- quiescent outlierはすべて2 componets
- =>形態進化のメカニズムは星形成を止める効果もある？
- pure diskのサイズは2.5倍増加、質量は5倍増加
- pure spheroidはサイズも質量も変わらない
- バルジのあるdiskのサイズ増加は1.3倍程度、バルジのサイズやB/Tは進化なし
=> z~2は圧倒的にディスク形成の時代といえるのでは
- 1500 SFGの回転曲線
- 回転曲線の形状はnormalizationで変わる
- 6Rd(~13kpc)までの回転曲線 => z=2-0での回転曲線進化
- 基本的にフラットなまま(6Reまでは)
- 星質量面密度が高いほど、よりフラットな回転曲線
- LCDMとconsistent
- 6Re内のDMの割合は60%以上で説明できる
- 35の中心集中したコンパクトな星形成銀河観測
- M*>1e10Msun
- Σ*(<1kpc)>9.5Msun/kpc^2
- M*/r_e^1.5>10.3Msun/kpc^-1.5
- z=0.7-3.7
- 23天体で分解できた。
- 大部分が回転(Vr=95-500km/s)
- full KMOS3Dサンプルとconsistent
- 回転が占めている割合もfullと同じ
- 分散は、回転+outflowの寄与のあるdispersionで説明可能
- Haディスクサイズ=2.5kpc : continuum sizeの1~2倍
- AGNインデックスは1.4倍, 76%
- ガスの割合は低そう。短い時間で星形成をやめるのでは。
- 将来的には回転するpassive銀河になるのでは
- 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。
- 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
- 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
- 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？
- 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。
- 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）
- 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
- 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
- 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
Last-modified: 2019-06-10 (月) 16:46:45
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