メモ/astro-phメモの履歴(No.58)

1709.02001 : Carilli+ "Galaxies into the Dark Ages"†

2~3mm観測で[CII]158umで、z=10-20の天体検出の可能性
ALMA 40hr
- z=10 Z=0.2Zsun, SFR=5Msun/yrの天体で検出できる
- 6sigma
ngVLA 40hr
- z=15 Z=0.2Zsun, SFR=1Msun/yrの天体で検出できる
- 6sigma
- z=20 で4sigma
Blind surveyで受かる個数は 40hrで1天体くらいか

↑

1709.02526 : Hirashita+ "Dust masses of z>5 galaxies from SED fitting and ALMA upper limits"†

z>5 DSFGのダスト質量
- ALMA+rest UV-opt SED
SED fitting
- dust extinction - stellar age 縮退は解けない
- 二つの極端なモデル
  - (A) continuous SF
  - (b) instantaneous SF
- Himiko (UV bright sample)に適用したら
  - (A)だとかなりのダスト量＋>70K => Mdust<2e6Msun
  - SNあたりのダスト生成量は m_d,SN<0.1Msun => reverse shockやoutflowでダスト破壊が進んでいないと説明できない
  - ということはSNはダストの主な供給源ではないことになる
  - (b)だとMdust~2e7Msun, m_d,SN~0.3Msun
  - 二つのモデルの区別は、<1.2mm観測で区別できる
- z>5 LBG compositeに適用
  - Mdust<2e6Msun, m_d,SN<2Msun
HimikoのようなUV-Bright天体の観測が重要

↑

1709.03345 : Li+ "The origin and properties of massive prolate galaxies in the Illustris simulation"†

Illustrus シミュレーション内での銀河の形状
839 galaxies
- M*>1e11Msun
- Sersic n>2.0
massive galaxyのほうがprolateの割合が高い
- M*>1e11Msun : 35/839がprolate
- M*>1e12Msun : 9/21 がprolate / 4/21がtriaxial / のこりがoblate
- M*<3e11Msun : prolateはほとんどいない
Prolateのmerger history
- major dry merger起源
- すべて、少なくとも一回はmerger
- mass ratioは1:1~1:3
- progenitor f_gas=0~3%
  - 1天体だけ 2nd progenitor f_gas=15%
35 massive prolates
- 18天体はminor axis rotation : 角運動量の大部分はmain progenitorの角運動量
- radial merger orbit (oblateのものはradial か circular merger orbitのいずれか)

↑

1709.03275 : Okamura+ "Angular momentum evolution of stellar disks at high redshifts"†

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。

↑

1709.02809 : Oteo+ "An extreme proto-cluster of luminous dusty starbursts in the early Universe"†

Protocluster Great Red Hope
- 10 DSFGs
- z=4.002
ALMA, ATCA Obs
- [CI](1-0), CO(4-3), CO(2-1), H2O(2_11-2_02)
- 260x310kpcにコンポーネントが広がっている
- SFR_tot=6500Msun/yr
- LABlobがdusty componentの隣にあって、60kpcに広がっている。
- LABOCA 870umソースがすべてメンバーだと、SFR_tot=14400Msun/yrになる
- M_halo~4e13Msun : Coma clusterのprogenitorに相当
- t_depは短い(90-230Myr) =>バーストをトリガする機構がある？ or cold acccretion from cosmic webでもっと数100Myr以上にわたって星形成ができる？

↑

1709.00424 : Arabsalmani+ "A Molecular gas rich GRB host galaxy at the peak of cosmic star formation with significant outflowing gas"†

GRB080207のホスト銀河
- z=0.2086
- SFR_FIR=260Msun/yr
NOEMA観測
- CO(3-2)検出
- M_mol=1e11Msun
- f_mol=0.5
- t_dep=0.43Gyr
- 他のGRBホストに比べてガス量が多い
Ha輝線幅はbroad component(FWHM=900km/s)あり。しかもnarrowよりも470m/sずれている
- outflowがある。

↑

1708.05249 : "A Magellan M2FS Spectroscopic Survey of Galaxies at 5.5<z<6.8: Program Overview and a Sample of the Brightest Lyman-alpha Emitters"†

4平方度 hi-z luminous galaxy 分光サーベイ
- LAE @ z=5.7 & 6.5 : 400天体
- LBG @ z=5.5-6.8
- SXDS, COSMOS, etc
- deep optical imaging (BBF+NBF)
- M2FS/Magellan : MOS spec., 256 fibers/Φ30' FOV
large protocluster search
これまでのところ2.5平方度観測
- 32 LAEs (L_Lya>1e43cgs)
- いくつかはL_Lya>3e43cgs、最も明るいz>6LAE(CR7, COLA1)と同じくらい

↑

1708.05173 : Laporte+ "A spectroscopic search for AGN activity in the reionization era"†

4つの明るいz>7 [OIII] bright SFGs
- これまでのところ全部LAEである
- これらはなにか新しいpopulationではないか？
- LyAが強い=>ionized bubbleを形成している =>つよい紫外線源があるのでは？ =>AGNがある？
3天体についてXSHOOTER分光観測
- IRAC 3.6 or 4.5にexcess([OIII]起源だと思って)がある天体
- 1天体@z=7.15についてはMOSFIREでも
  - 強いHeII とNV => non-thermal sourceがあるのでは
- 2天体@z=6.81,6.85
  - 片方はLAE, もう一方はCIII]
やはり強い[OIII]はearly ionized bubbleに付随しているのでは。

↑

1708.01913 : Katsianis+ "The evolution of the star formation rate function in the EAGLE simulations: A comparison with UV, IR and Hα observations from z ~ 8 to z ~ 0"†

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。

↑

1708.00447 : Bădescu+ "Discovery of a Proto-cluster Associated with a Ly-α Blob Pair at z=2.3"†

z=2.3 LAB pairまわりのNBF撮像サーベイ
- Bootes1 and 2 field : BootesJ1430+3522 1deg x 0.5deg
- 183 LAEを検出
- 3 LAB (L_LyA=0.9-1.3e43 / 16-24 arcsec^2)
- new overdensity, diameter~20Mpc
- Present day COMA-like (1e15Msol)
LABは一番LAEが高密度な領域の外縁部（中間密度領域）に存在
- infalling proto-group?

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1708.00453 : Bayliss+ "Spatially Resolved Patchy Lyman-α Emission Within the Central Kiloparsec of a Strongly Lensed Quasar Host Galaxy at z = 2.8"†

SDSS J2222+2745 (z=2.8 lensed quasar)に広がったLyA
- 二つのAGNの間にある。
source planeで0,2kpc解像度のHST画像
- LyAとrest-UVの形態は違う
- AGN-LyA, 広がったLyA, outflow吸収線の視線速度 => AGNの吸収物質と銀河の吸収物質は違う
- 中心AGN周りはpatchy ガスがある

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1708.00454 : Beifiori+ "The KMOS Cluster Survey (KCS) I: The fundamental plane and the formation ages of cluster galaxies at redshift 1.4<z<1.6"†

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。

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1708.00314 : Ikeda+ "An Optically Faint Quasar Survey at z~5 in the CFHTLS Wide Field: Estimates of the Black Hole Masses and Eddington Ratios"†

CFHTLSのz~5 faint quasar candidateの分光フォローアップ
- 9 candidates
- 同定できたのは 3 z~5, 1 z~4, 1 late type star
- 2天体はCIV
  - M_BH=1e9.04 / 1e8.53Msol
  - L/L_Edd=1e-1 / 1e-0.42
seed blackhole は?
- L/Ledd=constを仮定すると、M_seed>1e5Msolが必要か。
- Mass accretion model (Kawakatsu+Wada08)だと、Mseed~1e3MsolでもOK
- z~6 luminous quasarとは別のpopulation?

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1708.00301 : Contigiani+ "Radio Galaxy Zoo: Cosmological Alignment of Radio Sources"†

FIRSTとTGSSの形態のalighment
- FIRST : 30059 extended sources / 7000deg^2
- TGSS : 11674 extended sources/ 17000^2
2.5degより小さなスケールで、FIRSTサンプルにわずかにlocal alinghmentの兆候が見えた。
- 19-38Mpcのスケールに相当

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1708.00005 : Almaini+ "Massive post-starburst galaxies at z > 1 are compact proto-spheroids"†

UKIDSS-UDS
- post-starburst銀河を選出
z>1 post-starburstのSersic index
- 大きい（SFGより大きい）
- 古いQGとは区別がつかなかった
- 形態の変化は、quenching 前、あるいは途中で起こっている
最近quenchした銀河は大部分がコンパクト
- >1e10.5Msolpost-starburst@z>1はQG@z>1より有意に小さい
- passive銀河の形成仮説で説明できる。
  1. gas-rich dissipative な収縮でspheroidalができ
  2. 急速に星形成をやめてred nuggetになる
  3. minor mergerなどで徐々にサイズが大きくなる

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1707.07713 : Mas-Ribas+ "Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization"†

Escape fraction/ultra faint companionを見積もる新しい方法
- Diffuse LyA, continuum and Ha emission around z~6 galaxies
- 銀河周りのdiffuse haloをモデル化
- Mas-Ribas+Dijkstra16, Mas-Ribas17の拡張
- escape ionization photonによる蛍光放射+satelite銀河の輝線
z=5.7, 6.6 LAEデータへの適用
- M_UV=-19~-21.5mag
- f_esc~5%と低い
- JWSTによるrest-optical & Ha観測シミュレーション
- L>5L*銀河であれば蛍光Ha輝線が検出できるはず。
- satellite銀河からのHa輝線と区別できる

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1707.02454 : Diaz-Sanchez+ "Discovery of a lensed ultrabright submillimeter galaxy at z=2.0439"†

WISE J132934.18+224327.3
- z=2.0439 SMG
- WISE/Planck selection / SMMJ2135(cosmic eyeleashのようなものを探す)
- SCUBA2 archive => S850=130mJy
- HST arc shaped lensed galaxy in optical
- lens : z=0.44
- 増幅率 u=11
- intrinsic LIR=1.3e11Lsol => SFR=500-2000Msol/yr

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1707.02302 : Johnson+ "The KMOS Redshift One Spectroscopic Survey (KROSS): the origin of disk turbulence in z~0.9 star-forming galaxies"†

KROSS galaxiesの一部の velocity dispersion
- 472 z~0.9
大部分はrotation dominated (83% : V/σ>1)
- σmedian=43km/s
- V/σ=2.6
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

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1707.03078 : Shao+ "Gas dynamics of a luminous z = 6.13 quasar ULAS J1319+0950 revealed by ALMA high resolution observations"†

ULAS J131911.29+095051.4
- z=6.13
ALMA [CII]/dust continuum imaging
- Cy1+Cy0data
- 0.3" resolution: few kpc scale
- [CII]はcontinuumに比べてirregular
- [CII] velocity gradientが見える
  - tilted ring modelでVrot=430m/s @ 3.2kpc
  - inclination 34deg
  - Mdyn=13.4(+7.8/-5.3)e10Msol within 3.2kpc
  - MBH/Mgalaxy=0.020 : local MBH/Mbulgeにくらべて4倍大きい
  - SMBH形成が先行する？

↑

1707.02980 : Barisic+ "Dust Properties of [CII] Detected z ∼ 5.5 Galaxies: New HST/WFC3 Near-IR Observations"†

rest-NUV properties of 10 z=5.5 [CII] galaxies
- COSMOS field
- ALMA [CII]158 + continuum image
IRX-beta relation
- これまでの地上観測に比べてbluer beta
- 大部分はlocal SB / SMCとconsistentな結果
- low-IRX / betaが大きくばらつく天体がいくつかあり。uniform dust modelでは説明できない
  - Keck/DEIMOSのstacked spectraからは、このような人は金属量が小さい/若い星の集団？
  - そのせいで、ダスト分布が違う？

↑

1707.03395 : Nelson+ "First results from the IllustrisTNG simulations: the galaxy color bimodality"†

Illustris TNG Project
- TNG100 : 100Mpc box, rerun of orginal Illustris
- TNG300 : 300Mpc box, 2x2500^3 resolution element
Galaxy color bimodality at low-z
- ダスト吸収入り
- g-r color / M*=1e9-12.5 Msol
SDSSと比較
- originalに比べてよくあっている
- 1e10.5Msolあたりで色が急に青くなるところもあっている
  - primaly drive はSMBHによるフィードバック
  - transitionが起こるタイムスケールは1.6Gyrくらい（重い銀河になるほど短くなる）
  - 星質量を固定るすると、色はSFR, age, Z, f_gasおよび磁場の性質に相関する模様
red sequence での星質量の成長はどれくらいあるか
- z<1でtransitionを起こした>1e11Msolの銀河の場合
- 平均して25%くらい
- ただし、18%の銀河は半分以上。

↑

1707.05238 : Venemans+ "Molecular gas in three z~7 quasar host galaxies"†

z=6.6-6.9 QSO 3天体: ALMA B3 obs
- 以前[CII]158um+dust continuumで受かっている
- CO(6-5), CO(7-6) : highest-z CO detection
- 2天体ではcontinuumも
- 1天体でtentative [CI]390um
- M_H2=1-3e10Msol => SMBHの質量の10倍しかない
- CO/[CII]/[CI]比はPDRモデルで説明できる。XDRモデルでは説明できない。
```
=> 星形成を見ている：強い星形成活動があるのでは。
```

↑

1707.05331 : Shapley+ "The MOSDEF Survey: First Measurement of Nebular Oxygen Abundance at z>4"†

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

↑

1707.05329 : Oteo+ "Low-redshift analogs of submm galaxies: a diverse population"†

21 z<0.5 SMG analogs
- Herschel-ATLAS Survey
- GAMA+SASS spec-z
- Tdust=25-35K, LIR>1e12Lsol:がSMGに近い
  - 近傍ULIRGに比べるとダスト温度は少し低め？ <= H-ATLASのselection biasもありそうだが。
近傍のMSよりもsSFRが高い。10倍くらい。
CO(2-1), CO(1-0) obs / IRAM30m
- 16 objects
- diverse properties
- CO(2-1)/(1-0)は様々(0.7-4くらい) => J>1 CO輝線を使ったガス質量推定に大きな不定性
- M_H2~1.6e10Msol / t_dep~100Myr
- f_gas=3~60%と大きくばらつく
- L_850-L_CO(1-0)の相関は非常に強い。ばらつきはP-Vで0.5dexくらいか？(σで0.1dex)

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1707.04259 : Pallottini+ "The impact of chemistry on the structure of high-z galaxies"†

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

↑

1707.01094 : Price+ "Testing the Recovery of Intrinsic Galaxy Sizes and Masses of z~2 Massive Galaxies Using Cosmological Simulations"†

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

↑

1707.01511 : Nanayakkara "MOSFIRE Spectroscopy of Galaxies in Cosmic Noon"†

博士論文
ZFIREサーベイ

↑

1707.00706 : Johnson+ "Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459: Star Formation down to 30 parsec -scales"†

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？

↑

1707.00704 : Rigby+ "Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459, II: What is missed at the normal resolution of the Hubble Space Telescope?"†

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）

↑

1707.00702 : Wong+ "ALMA Observations of the Gravitational Lens SDP.9"†

H-ATLAS J090740.0-004200 (SDP.9)
- z_L=0.61
- z_s=1.57
  - two extended arcs
ALMA Long baseline Obs
- CO(6-5), B6 continuum
- Beam size : ~20mas x 30mas
- 12uJy/beam rms
  - HSTの形状と違う：星、ガス、ダストの分布が違う

↑

1707.00990 : Wang+ "SCUBA-2 Ultra Deep Imaging EAO Survey (STUDIES): Faint-End Counts at 450 um"†

STUDIES
- 3yr JCMT LP
- 450um confusion limit (0.6mJy)
- COSMOS-CANDELS region
1st yr data
- 0.91mJy
- 151arcmin^2
- 97(4sigma) 141(3.5sigma) sources
- 3.5-25mJy number count
  - consistent with others, field variation <20%
```
=> 450um clusteringは850um clusteringに比べて弱い。おそらくweaker K-correctionのため
```
  - fluctuation analysisで1mJyまでNCを出した。lensing surveyとconsistent
  - 1-25mJy : power law, -2.59slope
  - surface brightness : 90Jy/deg^2 => 450um backgroundの83%(COBE)/48%(Planck)を分解
  - Herschel 350/500um countにくらべて低い。Herschelはビームが大きくて分解できていないせいか。

↑

1707.00694 : Smith+ "A complete distribution of redshifts for sub-millimetre galaxies in the SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey UDS field"†

SCLS
- UKIDSS-UDS
  - 761 850um sources
>98.4% の850um sourceまわりでgalaxy excessがあった
- 1.52 excess (<12")
- その銀河の
  - median z=2.05 / 1sigma z=1.07-3.06
  - M*=2e10Msol
  - 8%がpassive galaxy color
明るいSMGのほうがhigh-z
- z=0.5-5のCSFRの30%がこのようなSMGが担っている

↑

1707.00637 : Miettinen+ "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the COSMOS field: Physical properties derived from energy balance spectral energy distribution modelling"†

1.1mm SMG => ALMA 1.3mm follow-up
- 124 objects
- z_median=2.30 (19.3% spec-z)
MAGPHYS SED fitting
- M*~1e11.1Msol
- SFR~402Msol/yr
- Tdust~39.7K
- Mdust=1e9.01Msol
- Mgas=1e11.3Msol
- Mdust/M*はzとともに減少
- Mgas/Mdustはzとともに増加
- fgas~0.62
- 57.3%がMSにのる。のこりはMSの3倍以上上
  - super-MSはz>3で多く見つかる
- t_dep~535Myr
- M*-size(@3GHz)関係は見られず
- UVの形態は不規則 => merger起源か。local ETGになるか。

↑

1707.00226 : Liu+ "The Origins of UV-optical Color Gradients in Star-forming Galaxies at z ~ 2: Predominant Dust Gradients But Negligible sSFR Gradients"†

NUV-B color @z~2のradial gradientを調べた
- z~1では過去にやっている
サンプル
- 1335 SFRs @ CANDELS/GOODS0-S+UDS
  - 広がったUV emission
- 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。

↑

1706.09428 : McGreer+ "A bright lensed galaxy at z=5.4 with strong Lyα emission"†

Bright galaxy in CFHTLS
- z=5.424
- i_AB=23.0
- GL : u=5-25と不定性が大きい
- LAE : f_LyA=1e15 cgs
spectra
- LyAは1000km/sくらい広がり
- NV, CIV受からず⇒AGNはない
- NIV]1486検出：hard continuum, 重い星から？
HST imaging : LyA narrow-band image
- EW=260A
- 手前に重力レンズ
- 4kpcくらいLyAで広がっている, expanding shell model
SED
- burst(5Myr) + evolved (1Gyr) population

↑

1706.09605 : Laporte+ "The ALMA Frontier Fields Survey - II. Multiwavelength Photometric analysis of 1.1mm continuum sources in Abell 2744, MACSJ0416.1-2403 and MACSJ1149.5+2223"†

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
  - optical SEDだけだと、一天体はz>7
- 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

↑

1706.09968 : Jones+ "Galaxy Formation Through Filamentary Accretion at z=6.1"†

WMH5 @ z=6.0695
- ALMA continuum + [CII]158um
- 0.3"resolution
Compact main galaxy (continuum, [CII])
tail : 5kpc離れたところ
- 100km/s, 250km/sずれた二つのコンポーネント
- 速度幅は80km/sくらい
- 東西に3kpcくらい広がって、main galaxyとつながる
[CII]/FIRはz=5.5 LBGと同じくらい
early galaxy formationを見ている？
- sub galaxyからのガス流入
- フィラメント状のガス分布
- シミュレーションと一致

↑

1706.07059 : Santini+ "The Main Sequence relation in the HST Frontier Fields"†

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

↑

1706.05017 : Lee-Brown+ "The Ages of Passive Galaxies in a z=1.62 Protocluster"†

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

↑

1706.05785 : Koptelova+ "Discovery of a very Lyman-α-luminous quasar at z=6.62"†

PSO J006,1240+39.2219
- z=6.618
- L_Lya=8e11Lsol =0.03 Lbol
- FWHM=1300km/s : 狭い　
- UVで早い時間変動を示す
  - 日のタイムスケール(rest frameで)
  - Local NLS1に似ている
  - このクエーサーはactive phaseにあって、Eddington limitでBH成長している？

↑

1706.04613 : Stefanon+ "HST imaging of the brightest z~8-9 galaxies from UltraVISTA: the extreme bright end of the UV luminosity function"†

COSMOS/UltraVISTA 1.6deg^2
- 16 Y&J dropouts (Y~25.6 5sigma limit), H=24.8-25.5mag
- 3/5 robust z=8-8.7, 2/5 seems z~2
HST/WFC3 follow-ups
- 3 z>8 candidates detected
- z=9近くの可能性高い
- beta=-1.97 : z=4-6 LBGくらべて少し青い？ / z~7銀河と同じくらい
- r=0.9kpc : z=11, z~7銀河と同じくらい
- UV-LF も出した

↑

1706.04614 : Smit+ "Measurement of rotation in two galaxies in the Epoch of Reionization from ALMA-detected [CII] emission"†

z>6 [CII]158
- z=6.8540, 6.8076
- L_CIIは過去に検出されたz>6.5 LAEのものよりも高い
  - LAEと異なった種族を見ているのか
- 空間的に広がっており(6~8kpc)、速度勾配あり(111, 54km/s)
  - 回転と解釈すると、Vrot/σが小さめのディスク
  - M*/Mdynはz~2 HAEと同じくらいか (M*~2e9Msol)
IRX-beta : z>6.5 LAEにくらべて、beta~-1.2と大きめ、IRXは1dex以上小さい

↑

1706.04789 : Maddox+ "Far-infrared emission in luminous quasars accompanied by nuclear outflows"†

Herschel-ATLAS DR1でhi-z quasarを探した
- z=1.6-4.8 : SDSSスペクトルにCIVが来る
- BALは除外
FIRで明るいquasarはbroad CIVの青側にexcess
- 強いoutflowか

↑

1706.01886 : Oyarzun+ "A Comprehensive Study of Lyα Emission in the High-redshift Galaxy Population"†

z=3-4.6の銀河のLyA輝線についての性質を調べた
- M* selected 625 galaxies from 3DHST/CANDELS
- M*=1e7.6-10.6Msol
- Michigan/Magellan Fiber System(M2FS)分光

=> W_Lya, f_esc

両方ともM*, SFR, L_UV, betaと逆相関する
W_Lyaの分布はM_UV(UV absolute magnitude)の観測の限界感度に依存している
- 狭帯域サーベイではW_Lyaで選択すると小さいM*の天体にバイアスされる
- 低い星形成率の銀河は除外されてしまう
z=4-7のLBGのLAEの割合のモデル予想もした
- z>6でLAEの割合が低下する現象は、上記のM_UVのincompletenessで説明できる。

↑

1706.03018 : Lu+ "ALMA [NII] 205 micron Imaging Spectroscopy of the Interacting Galaxy System BRI 1202-0725 at Redshift 4.7"†

ALMA [NII]205um観測
- BRI1202-0725 @z=4.7
- QSO+SMG+LAE天体
[NII],continuumをQSO本体とSMG両方で検出
- [NII]輝線で空間的に広がっているQSO: 9kpc, SMG: 14kpc
- continuum : 0.7"分解能でも分解できず
[NII]/CO(7-6)輝線比 => Tdust=43K (beta=1.8を仮定)
- Local LIRGと同じくらい
SFR=5.1e3 / 6.9e3 Msol/yr for QSO /SMG
M_gas= 5e11 / 5e11 Msol
t_dep= 1e8 / 7e7 yrs

↑

1706.02745 : Christensen+ "A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation"†

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

↑

1706.02311 : Lee+ "The intrinsic characteristics of galaxies on the SFR-stellar mass plane at 1.2<z<4: I. the correlation between stellar age, central density and position relative to the main sequence"†

CANDELS/GOODS-N
- z=1.2-4
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

↑

1706.01263 : Repp+ "Hubble SNAPshot observations of massive galaxy clusters"†

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

↑

1706.01366 : Webb+ "Detection of a Substantial Molecular Gas Reservoir in a brightest cluster galaxy at z = 1.7"†

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

↑

1706.00589 :Miettinen+ "On the Kennicutt-Schmidt scaling law of submillimetre galaxies"†

SMGのKS-lawを検証
ALMA 870um continuum/0.2"
- 30 SMG in COSMOS field, 1.1mm selected
MS, starburstにわけて解析
- ΣSFR_MS~Σgas_MS^0.81
- ΣSFR_SB~Σgas_SB^0.84
- 傾きや緩い。
- 有意な違いはない
Σgas>~1e3.9Msol/pc^2 => eddington limited
- 面密度は最も高いものに類する。ΣSFR=2e10Msol/yr/kpc^2
t_depletion : 480Myr / 370Myr

↑

1706.00426 : Koprowski+ "The evolving far-IR galaxy luminosity function and dust-obscured star-formation rate density out to z~5"†

FIR-LFの進化をz~5まで追った
- SCUBA2/JCMT + ALMAデータ
- Faint-end slopeはフラット => luminosity densityは~L*天体で決まる
ただし、これまでの研究では~L*天体の数密度は大幅にoverestimateしているよう。
- z>4ではCSFRDはUV-SFGがdominateしている
FIR-LFの進化はluminosity evolution+negative number density evolution
- Luminosity進化が非常に強いということか
- z>5でもsubmm sourceが見つかる理由でもある(CSFRDへの寄与は小さいが)
- AGNと同じような傾向だね。co-evolutionしているからか。

↑

1705.10327 : Malavasi+ "Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since z≃3"†

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。

↑

1705.10330 : Lee+ "A radio-to-mm census of star-forming galaxies in protocluster 4C23.56 at z=2.5 : Gas mass and its fraction revealed with ALMA"†

RG 4C23.56@z=2.49 protocluster
- HAE 22天体：星形成銀河メンバー
  - M*>4e10Msol
  - MS galaxy
- ALMA CO(3-2)+1.1㎜ dust continuum
- 7/22 : CO detection => Mgas=0.3-1.8e11Msol / fgas~0.53
- 19/22 : 1.1mm detection
5 CO検出は、銀河の面密度が一番高いところで検出された。

↑

1705.10530 : Stacey+ "Gravitational lensing reveals extreme dust-obscured star formation in quasar host galaxies"†

104 GL quasar @z=1-4
- Herschel/SPIRE
- 87天体で検出
- ダスト温度、質量、星形成率、LFIR
82天体でダスト放射スペクトル
隠された星形成72天体
- SFR=220Msol/yr
- LFIR=6.7e11Lsol
- AGNフィードバックはそんなに急激に星形成を止めない？
- RL / RQの間の違いは見えず。radio mode feedbackはきかない？

↑

1705.10846 : Kirkpatrick+ "A controlled study of cold dust content in galaxies from z=0−2"†

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

↑

1705.10799 : Krishnan+ "Enhancement of AGN in a protocluster at z=1.6"†

Cl0218.3-0510@z=1.62にAGNがどれくらいあるか
- Chandra imaging
- fieldにくらべて23倍もAGNが多い
  - 2倍はmassive galaxyのoverdensityのせい
  - 中心のほうがAGNが多い（中心3分角）
  - AGNの性質(color, M*, hardness, L_X)自身はfieldと違わない
mergerの比率が高いので、銀河衝突がAGNをトリガしている？

↑

1705.09931 : Paraficz+ "ALMA view of RX J1131-1231: Sub-kpc CO (2-1) mapping of a molecular disk in a lensed star-forming quasar host galaxy"†

RXJ1131-1231
- z=0.654 GL SF/QSO composite galaxy

LMA 2mm continuum + CO(2-1) obs, 0.24-0.4" resolution
- continuumはコンパクト
- CO(2-1)は広がってeinstein ringを作っている
source plane
- 0.4kpc空間分解能
- CO : rotating disk, 280km/s - 5kpc => Mdyn=1.5e11Msol
- ToomreQ=1.078
- turbulent star fomation, clumpy
- Mgas=8.3e10Msol

↑

1705.09660 : Riechers+ "Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-Luminous "870 micron Riser" Galaxy at z~6"†

ADFS-27
- z=5.655
- Herschel/SPIRE, APEX/LABOCA selected 870um riser
3mm ALMA scan
- CO(5-4), CO(6-5) detection
- tentative H2O(2_11-2_02)
- Mgas=2.5e11Msol
- LIR=2.4e13Lsol ; SFR=2400Msol/yr, tdep=100Myr
2 continuum components
- 1.8kpc+2.1kpc diam, 9kpc離れている
- ΣSFR=730 / 750 Msol/yr/kpc^2 : maximum starburst
このような天体のspace densityはこれまで思っていたより高い。z=6 qso, z>3 massive QGの存在とconsistentになっているか。

↑

1705.10283 : Balashev+ "CO-dark molecular gas at high redshift: very large H2 content and high pressure in a low metallicity damped Lyman-alpha system"†

z=2.786 DLA system, H2 rich
- N_H2=21.21 : 高密度。13CO selected cloud in MWくらい
- lowest metallicity : [Zn/H]=-1.52 : 以下のけっかと一致する
  - T=120K : 高い。
  - Av<0.1
  - COが受かっていない => XCO>2e23 cm^-2/(km/s K)
n~300/cm^3 => high thermal pressure 3-5e4 /cm^3 K

↑

1705.08662 : Decarli+ "Rapidly star-forming galaxies adjacent to quasars at redshifts exceeding 6"†

z=4ですでに1e11Msolの楕円銀河がある=>z>6で>100Msol/yrの銀河が必要
- そのような銀河は１天体を除いてクエーサー
z>6 quasar compatnionから[CII]検出
- 速度オフセット < 600km/s
- 位置オフセット <600kpc
- SFR_C2>100Msol/yr
- 4/25 z>6 クエーサーから検出
検出された天体がC2 NCのbright endであれば、z=4 massive galaxy formationを説明するのに十分

↑

1705.08215 : Herenz+ "The MUSE-Wide Survey: A first catalogue of 831 emission line galaxies"†

22.2arcmin^2(goal 100arcmin^2) at CANDELS/CDFS
- 1hr/pointing
831 emission line galaxies @z=0.04-6
- 237 LAE@z=3-6
- 351 O2E
- 189 O3E
- 46 HAE
photo-z vs spec-z
- z<1.5 : deltaz=4e-4, 6% outlier
- z>3 LAE : deltaz=0.26, 23% outlier

↑

1705.07986 : Mundy+ "A consistent measure of the merger histories of massive galaxies using close-pair statistics I: Major mergers at z<3.5"†

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
- セミアナとはあう
- Illustrisとは合わない

↑

1705.07912 : Strandet+ "ISM properties of a Massive Dusty Star-Forming Galaxy discovered at z ~ 7"†

SPT0311-58@z=6.9
- ALMA 3mm scan => CO65, C76, CI21
- ATCA CO32
- APEX CII
ISM property : CO+CI
- 2component
- 重力レンズ効果は除去前
- radius~4kpc
- Tdust=36+115K
- Mdust=5.2e9Msol+4.8e8Msol
- Mgas=5.7e11+5.3e10Msol
- SFR=4100Msol/yr
- tdep=150Myr
- alpha_CO=5.5/3.1Msol/K/km s /pc^2 (近傍ULIRGで0.8なので、かなり大きい)：密度が非常に大きいせいか
[CII]/FIR=7.3e-4 : 他のSPTサンプルと同じくらい、

↑

[[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? 
```

↑

1705.07596 : Andrews+ "Galaxy And Mass Assembly: the evolution of the cosmic spectral energy distribution from z = 1 to z = 0"†

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

↑

1705.07125 : Vernet+ "Are we seeing accretion flows in a 250kpc-sized Ly-alpha halo at z=3?"†

MUSE - MRC0316-257 obs
- 1e-19cgs.arcsec
- 250kpcまで広がるLyA emission, arc-like
- 一番離れたところで700km/s offset
- RGに近づくほど幅が狭まり、オフセットも小さい
- radio jetでexcitation, AGNでionization
- shock heatingもおこしている。

↑

1705.07090 : Smolcic+ "The VLA-COSMOS 3~GHz Large Project: Cosmic evolution of radio AGN and implications for radio-mode feedback since z~5"†

COSMOS 1800 radio AGN at z<5
- M*=3e10-11Msol
1.4GHz luminosity function evolution
- phi=(1+z)^(2-0.6z)
- L*=(1+z)^(2.88-0.84z)
- z~1.5でluminosity/number densityにturnover
kinetic luminosity densityに変換
- radio-mode feedbackになるか
- hot gasのradiative cooling分をあたためるのに十分である

↑

1705.06355 : Rutkowski+ "The Lyman Continuum escape fraction of emission line-selected z∼2.5 galaxies is less than 15%"†

HST F275W, F606W image + Grism spectroscopy
- O2 emitter : 208
- O32>5 emitter : 13
Stacking解析
- LYCは受からず。
- O2emitter : fessc<5.6%
- O32>5 emitter : fesc<14%

↑

1705.06296 : Magdis+ "Dust and Gas in Star Forming Galaxies at z~3 - Extending Galaxy Uniformity to 11.5 Billion Years"†

z~3 LBG IR-SED(Spitzer, Herschel, IRAM)
- MS galaxy, M*~2e11Msol
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。

↑

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

↑

1705.05404 : 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

↑

1705.01559 : 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。

↑

1705.01101 : 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。

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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

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Reionization†

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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。

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LAE†

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1709.00991 : Caruana+ "The MUSE-Wide survey: A measurement of the Lyα emitting fraction among z>3 galaxies"†

HST continuum selected galaxies @ z=3-6
MUSE 1hr x 24 pointings, GOODS-S
- 100 LAEs
LAE fraction : X_LyAを調べた
- X_LyA>0.5 (EW>0A)
  - X_LyA>0.2 (EW>25A)
  - z依存性なし
  - L_UV依存性なし
- 29% LAE : EW<15A

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1707.01109 : Diener+ "The MUSE-Wide survey: Detection of a clustering signal from Lyman-α-emitters at 3<z<6"†

238 LAE clustering analysis
- z=3-6
- MUSE-Wide Survey
  - CDFS / COSMOS
  - Goal : 100arcmin, 1hr integration
  - 今回は24 field (CDFS) の結果
r_0=2.9 Mpc(comovint)

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1707.01443 : Guaita+ "The VIMOS Ultra Deep Survey: The role of HI kinematics and HI column density on the escape of Lyalpha photons in star-forming galaxies at 2<z<4"†

LAEs in VUDS
- 76 sample
- z=2-4
velocity offset outflow
- subsample stacking
- Vsys : CIII]1980
- V_LIS(low-ionization absorption line system) : SiII 1526
- LyA
  - peak : Delta-V
  - EW, spatial extension,
  - Ext(LyA-C)=sqrt(FWHM_LyA^2-FWHM_cont^2) : 多きほうが、LyAで広がっている
以下の銀河は数百km/sのoutflow
- faint rest-UV continuum
- strong LyA and CIII]
- compact UV morphology
- underdense environment
Delta-Vが小さいものは
- LyAピークシフトが大きい
- larger Ext(LyA-C)
- EW(LyA)が小さい
EW(LyA)はExt(LyA-C), LyA ピークシフト量と逆相関
- モデル解釈
  - 1e20cm^2より大きいHIガスがあると、>300km/sのピークシフトを起こす => scatterが起こって、EW(LyA)は小さくなる
  - N_HIが小さい（そしてoutflowがある）と銀河の中心でピークを持ち、EWも大きくなる
LyAでHIガスの性質を調べることができるのではないか

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1706.04620 : Goto+ "No Lyα emitters detected around a QSO at z=6.4: Suppressed by the QSO?"†

SuprimeCam NB906 obs ofz=6.4 QSO
- 5400cMpc^3 volume
- 6.4hr exposure
  - 過去のz=5.7サーベイ(200cMpc^3)より大幅に大きい
- 100 LAE (NB906<25magAB)が見つかるはず => 検出無し => number density upper limit は一ケタ以上少ない => 少なくとも10pMpcにわたってLAEが欠乏している模様
QSO UV放射で星形成が抑制されている？
1pMpcくらいまではありうるが、それより広いところは説明がつかない

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1706.03586 : Hu+ "First Spectroscopic Confirmations of z ≈ 7.0 Lyα Emitting Galaxies in the LAGER Survey"†

LAGER : COSMOS z~6.9 LAE survey
candidate followup
- 9 detection / 12candidates
- IMACS/Magellan
- 3 luminous LAE : L_Lya~1e43.4cgs => Lya LFのbright-end bumpはおそらくrealだろう => patch reionization scenarioをサポートする結果
- うち2天体は1.1Mpc/170km/sしかはなれていない。おそらく同じionizing bubbleにいるのではないか
一天体でtentative　NV 1240が検出 : AGNか

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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

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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。

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Quiescent Galaxy†

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1709.00429 : Merlin+ "Chasing passive galaxies in the early Universe: a critical analysis in CANDELS GOODS-South"†

z>3 passive galaxy探査
- GOODS-S
  - ultra-deep Ks data
  - New IRAC photometry
- photometryのみで
  - SED fitting : abruptly quenched SFHを入れて
  - passiveになったところのものを拾えるように
結果
- 検出数は、モデルに強く依存する
  - 輝線の影響を入れず、CANDELSの元のzを使うと：30天体
  - 輝線の影響を入れると：10天体
  - 赤方偏移もパラメータにしてしまうと：2天体
- 数密度<0.173arcmin^-2 (検出限界以上のものについて)
- z>3のpassive銀河の選出はまだ不定性が大きい
- JWSTが大きく状況を改善するだろう。

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1706.03438 : Ichikawa+ "Recently Quenched Galaxies at z = 0.2 - 4.8 in the COSMOS UltraVISTA Field"†

COSMOS-UltraVISTA field
recently quenched galaxy(RQG)@z=0.2-4.8
- NUV-r / r-J diagramで選出
- mass function
- morphology
z>1で広いmass rangeでnumber densityに進化
- low-mass RQGがz<1で急速に進化
- migrationが大きなdriverか
形態は、SFGとpassive銀河の中間くらい
RQGは銀河進化で大きな変換時期/spheroidal componentを作っている

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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

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Absorption Line Systems†

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1706.03075 : Joshi+ "[O II] nebular emission from Mg II absorbers: Star formation associated with the absorbing gas"†

198 strong MGII 吸収線系
- z=0.35-1.1
- quasars in SDSS
[OII]輝線検出
- L_OII : sub-L*銀河と同じくらい。
- SFR=0.5-20Msol/yr
- 検出率はW_2796, zが大きくなるほど高くなる
- W_2796とL_OIIに相関は見られない
- L_OIIとzの間には強い相関
stacked スペクトル
- metallicity : logZ~8.3
- ionization parameter : logq~7.5
- M*=1e9.3Msol

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1705.08925 : BOsman+ "A deep search for metals near redshift 7: the line-of-sight towards ULAS J1120+0641"†

z=7.1 quasar ULASJ1120+0641
- X-Shooter 30hr obs
7 absorber @ z>5.5
- CIV @ z=6.51
- CIV absorberのnumber densityはz=5-7でえ変化せず
- Weak Mg2 absorber (W_rest<0.3A)@z=5.9-7のかずは予想より多い。
  - z<2.5のトレンドと同じ
  - このようなシステムを作るメカニズムは既にz~7に存在sていた

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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

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Instruments†

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1708.01091 : Schirmer+ "Multi-conjugated adaptive optics imaging of distant galaxies -- A comparison of Gemini/GSAOI and VLT/HAWK-I data"†

MCAO system
- GeMS/GSAOI@Gemini-Sが唯一
- Ks-bandでの遠方銀河検出時のS/Nと検出限界の評価
- HFF MACS-J0416.1-2403のデータ
- VLT-HAWK-I dataと比較
Galaxy number count
- thermal background は上昇 / throughputは減少によるロスはAOによるゲインで取り戻せている(smaller aperture)
- S/Nのゲインは
  - 40% (銀河のサイズがseeingの半分の銀河について)
  - より小さい銀河だと最大2.5倍
冷却MCAOが将来的には重要になる。とくにELTで。

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1707.07779 : Saxena+ "Commissioning and performance results of the WFIRST/PISCES integral field spectrograph"†

WFIRST/PISCES
- high-contrast IFSのプロトタイプ
- R, I, Z (660-890nm)
- 76 x 76 lenslet array
- R=70
High Contrast Imaging Testbedとしてcommissioningした結果
- flight-like data reduction/analysisの手法
- high contrastが達成できた

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1707.03445 : Gatkine+ "Arrayed Waveguide Grating Spectrometers for Astronomical Applications: New Results"†

photonic deviceで近赤外線分光
AWG (arrayed waveguide grating)
- peak throughput ~0.23
- R~1300
- H-band (1450-1650nm)
- TE polarization
- Silica on Si + Si3N4 thin layer waveguide core
- FSR=10nm @ 1.6um
- 17db(2%) crosstalk
AWG#1 構成
- シングルモードwave guideにファイバーで入力
- waveguide(2x0.1mm) x 34個が光路差を作る
- 16mm x 7mm footprint
高温アニリングで1.5um付近の透過率が向上

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1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters"†

JWST filters : MIRI. NIRCAM
- 0.6-7.7um : NICAM 8 bands
galaxy SED fitting simulation
- 1542 gals
- z=7-10
- 0.1Gyrで年齢が決まる
- E(B-V)は0.06magで決まる
- z=M*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
- NIRCamしか使わないと
  - z=7-9ではM*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
  - z=10では4000A breakをNIRCamで拾えなくなる。M*/sSFRのoutlierが20%/90%以上増加する
  - 強いnebular emissionがあると、さらに困難になる。

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1706.03067 : Brandt+ "Data Reduction Pipeline for the CHARIS Integral-Field Spectrograph"†

CHARISのIFU data reduction pipeline
前半はH2RGの性能評価
- ramp-sampleのやり方
http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/

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1705.09035 : Ellis+ "Photonic ring resonator filters for astronomical OH suppression"†

Ring Resonatorで導波管をとおる特定の波長の光をフィルタ/選択する
- NotchフィルタとしてOH夜光が除去できる
  - mλ=n_eLのものが除去される：n_e=実行屈折率、L=リングの円周
- 波長コムとしてつかえるかも？
- FSRを十分にとるには、リング半径は<10umが必要
- 高い屈折率のコントラストを持つSiやSi3N4
OH夜行除去フィルタ
- 各輝線ごとにリングが必要
- 望遠鏡からの光をphotonic lanternで複数のシングルモードファイバーに入れる=>それをring resonatorに入れる=>夜光除去されたらサイドphotonic lanternで一つのマルチモードファイバにまとめ、分光器に入れる
- 感度工場シミュレーション
  - notch width=200pm, notch=40dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが4.5倍(J)/10倍(H)になる
  - notch width=100pm, notch=10dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが2.5倍(J)/2.5倍(H)になる
  - J-bandではnotch widthを100-200pmで動かしても感度向上変わらない。H-bandだとnotchが大きいときに非常に効く(2倍以上)
- 試作品
  - self coupling coeff. : >0.9,高い
  - Q=4000, notch~10db => これらはさらなる改善が必要

University of Tokyo / Institute of Astronomy / Motohara Lab

astro-phメモ の履歴(No.58)

Galaxy Evolution†

[[1705.07655 : Greis+ "Radio observations confirm young stellar populations in local analogues to z∼5 Lyman break galaxies"]]†

[[1705.03503 : Danielson+ "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Spectroscopic redshifts"]]†

Reionization†

LAE†

Quiescent Galaxy†

Absorption Line Systems†

Instruments†

astro-phメモの履歴(No.58)