- KMOS-3D obs : 175 SFG @ z=0.6-2.5
- major axisに沿ってのV, sigmaを出して、そこからintrinsic dispersion=sigma_0を算出
- sigma_0=45km/s (z=2.3) => 30km/s (z=0.9)
- minor mergerか、accretionのvariationがscatterの原因？
- atomic+molecular sigmaも同様な進化をしている。
- ただし、sigma_0(ionized gas) のほうが10-15km/sくらい大きい
- 銀河はtoomre-stableなので、turbulent velocityの起源は重力不安定性だろう
- DSFG850.95 @z=1.555 rotation curve
- 6-14kpcにわたってフラット
- dark matter fraction=0.44 (MWとおなじくらい)
- Vrot=285km/s / sigma=48km/s => rotation dominated
- H-band half light radios=8.4kpc
- massive rotationally supported disk galaxy
- COSMOS z~2 SFG 44天体
- ZFIREサーベイの一部
- Keck/MOSFIRE 分光
- CANDELS/3DHST F160W 撮像
- Ha emission
- Heidelberg Emission Line Algorithm (HELA)で回転速度と速度分散を出す
- simulated 3D data cubeを構築して比較
- Tully Fisher Relation parameters
- S_0.5=sqrt(0.5Vrot^2+σ_g^2) (Kassin+07)
- シミュレーションやってみるとS_0.5は再現できるが、V_2.2/σ_gはずれる
- S_0.5とM*の関係が出せた
- j_diskも導出
- M*について0.36のslope => mass dependent disk growthの理論予想より浅い。
- 不規則銀河のほうが大きそう
- LBG G6025
- zspec=3.721
- 20kpc diameter
- L_UV=5L*(@z=4)
- 140Myr
- Mstellar=M*(@z=4), E(B-V)=0.15 : 同じzの普通の銀河と同じくらい。
- 2 components : off-center core
- chain galaxy or equal-mass merger?
- environmentはよくわからん。
- z=2-4のrest-UVのスペクトルの性質
- おなじL(UV)/M*/SFR/Ageでもhi-zにいくほどEW(LyA)は大きくなる
- 中性ガスのcovering fractionかかdust contentの進化で説明できる
- EW(LyA)が最も大きな銀河については、LyA photon production rateが変わっている可能性あり（LyAとCIII]輝線強度から）
- APEX - SEPIA5
- 3 GL galaxies @ z~3
- 輝線比から、high-excitation status
- z~2 35銀河
- FWHM=0.1-0.3"
- 最大積分時間23時間！
- 8 GL galaxies @ z=0.6-1.5
- source plane reconstruction
- high velocity dispersionは重力不安定起源か（SN feedbackではない）
- UDF / VLT/MUSEデータ
- 271 [OII]3727 emitter (F>2e-18cgs) @z=0.85-1.5, M*=1e8-11Msun から
- 40 FeII* (2365, 2396, 2612, 2626) emitters
- 50 MgII (2796, 2803) emitters
- どちらもSF main sequenceにのる。ただし、二つに分かれる
- M*<1e9Msun, SFR<1Msun/yrのものはMgIIが受かるがFeIIで検出されない
- M*>1e10Msun, SFR>10Msun/yrのものは、FeIIが受かるがMgIIが検出されない
- その中間では、FeIIもMgIiも受かる
- MgII輝線 天体は、MgII P-cygniまたはFeII輝線天体に比べて星形成面密度が低い
- MgII P-cygniまたはFeII輝線はoutflowのトレーサー
- モデルと比較すると、吸収に比べて輝線が弱い。ダスト吸収か非等方的なアウトフローを示唆
- z<5 SMF
- M*=1e11.5, 11, 10.5, 10 @z=0.1の祖先の星質量集積をトレース
- evolving cumulative number density selectino
- 現在のM*の半分ができた時期z_a=1.28, 0.92, 0.6. 0.51
- SDSS銀河ではmedian light-weighted stellar age z*=2.08, 1.49, 0.82, 0.37 とだいたいconsistent
- ta, t*ともにM*とよく相関
- EAGLEシミュレーションとは違う。M*-t_aはフラットになる。
- セミアナモデルとはあっている
- 最新のセミアナのほうが、低質量銀河でのDMとバリオンのデカップルをちゃんとできてるよう。
- GL z=1.6-3.6銀河14天体のスペクトルスタック
- lamda_rest=900-3000A
- 100km/resolutionでS/N~100 : これまで最高のS/N
- 結果
- 多数の弱い輝線
- 星大気の吸収線
- 速度プロファイルはz~0とよく似ている => outflowを制御している物理プロセスは同じ？
- v_out_maxは吸収線イオン化ポテンシャルに強く依存するが、吸収線で重みづけしたものは依存しない。
- 大部分のhighイオン化ポテンシャルの吸収線はlow-ionization gas起源か。
- 2000km/sのblueshift tailが存在する。 : massive star stellar wind 起源？
- Nelson et al.
- 3200個のz~1 SFGのHaマップスタッキング
- "coherent star formation"が見えた？
- 銀河全体のMS上での上(下）にあると、半径に関係なく空間分解したMSでも上（下）にくる
- 銀河はMS上を一定で進化する？（MSを上下に横切って進化しない？）
- シミュレーションでチェック
- FIRE project
- z~1銀河6個
- 観測をシミュレート
- 結果は、Nelson et al.と同じになった
- でも、個々の銀河のSFRプロファイルは複雑。
- というか、Nelson et al. の結果とは反している。
- 82 GRB Host galaxiesのガス、金属量、M*の関係
- 輝線・吸収線幅は星質量の指標になる
- 速度幅と金属量の関係
- 輝線の幅と金属量の関係のほうがscatterが小さい
- M*-Z関係
- 33天体, 輝線から出した金属量
- z=0.3-3.4
- M*=1e8.2-11.1Msun
- field galaxyに比べて0.15dex低い：有意かどうかの判断は難しい
- 吸収線から出した金属量はかなり違う。結論も変わってしまう。
- 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
- 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。
- 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
- 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
- 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
- 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。
- 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
- 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
[[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?
- 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。
- 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
- 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。
- 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
- 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
Last-modified: 2019-06-12 (水) 09:58:44
![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
