**Galaxy Evolution [#te091550]
[[1705.10846 : Kirkpatrick+ "A controlled study of cold dust content in galaxies from z=0−2">https://arxiv.org/pdf/1705.10846.pdf]]
***[[1705.10327 : Malavasi+ "Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since z≃3">https://arxiv.org/pdf/1705.10327.pdf]] [#mc4943fe]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.10330.pdf]] [#q5dd229d]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.10530.pdf]] [#lafb4526]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.10846.pdf]] [#kfef8dab]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.10799.pdf]] [#ja2ef247]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.09931.pdf]] [#x41c4dff]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.09660.pdf]] [#qaa000e1]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.10283.pdf]] [#h6bedbf8]
-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">https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1705/1705.08662.pdf]] [#wf19131d]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.08215.pdf]] [#te56eddf]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.07986.pdf]] [#w1b0aa15]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.07912.pdf]] [#l759cc14]
-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"]] [#tff5c174]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.07596.pdf]] [#e4e04fc7]
-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?">https://arxiv.org/pdf/1705.07125.pdf]] [#r69986fa]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.07090.pdf]] [#p0e486c1]
-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%">https://arxiv.org/pdf/1705.06355.pdf]] [#h92d9c77]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.06296.pdf]] [#bf13ebd0]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.05858.pdf]] [#scf2beaf]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.06179.pdf]] [#cbfaf934]
-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 

***[[1705.05728 : North+ "MUSE-inspired view of the quasar Q2059-360, its Lyman alpha blob, and its neighborhood">https://arxiv.org/pdf/1705.05728.pdf]] [#m2b3c0a1]
-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

***[[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">https://arxiv.org/pdf/1705.05404.pdf]] [#fea00ae3]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.02649.pdf]] [#j8c9f939]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.02567.pdf]] [#qec447ca]
-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?">https://arxiv.org/pdf/1705.03014.pdf]] [#ja34b243]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.03062.pdf]] [#e486073a]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.03769.pdf]] [#f0f20100]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.03680.pdf]] [#q2085f9d]
-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"]] [#x634ffdd]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.03479.pdf]] [#y66a26f4]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.03474.pdf]] [#n47e08d8]
-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

***[[1705.01946 : Guo+ "CANDELS Sheds Light on the Environmental Quenching of Low-mass Galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.01946.pdf]] [#e593f22c]
-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

***[[1705.01559 : Fudamoto+ "The Dust Attenuation of Star-forming Galaxies at z∼3 and Beyond: New Insights from ALMA Observations">https://arxiv.org/pdf/1705.01559.pdf]] [#zcf19fe1]
-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">https://arxiv.org/pdf/1705.01174.pdf]] [#j0ace2e3]
-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。

***[[1705.01127 : Shimakawa+ "Identification of variability in recent star formation histories of local galaxies based on Hα/UV ratio">https://arxiv.org/pdf/1705.01127.pdf]] [#z38c3f9e]
-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）

***[[1705.01101 : Khostovan+ "The clustering of Hβ+[OIII] and [OII] emitters since z~5: dependencies with line luminosity and stellar mass">https://arxiv.org/pdf/1705.01101.pdf]] [#n805cab7]
-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。

***[[1705.00013 : Montero-Dorta+ "OBSERVATIONAL EVIDENCE OF GALAXY ASSEMBLY BIAS">https://arxiv.org/pdf/1705.00013.pdf]] [#obb728be]
-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

**Reionization [#d4c70533]
***[[1705.05398 : Hassan+ "Constraining the contribution of active galactic nuclei to reionisation">https://arxiv.org/pdf/1705.05398.pdf]] [#jed06fc0]
-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。

**LAE [#z3a2a1fd]
***[[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">https://arxiv.org/pdf/1705.00733]] [#l4eab538]
-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。

**Absorption Line Systems [#be5bd7d5]
***[[1705.08925 : BOsman+ "A deep search for metals near redshift 7: the line-of-sight towards ULAS J1120+0641">https://arxiv.org/pdf/1705.08925.pdf]] [#x26e135b]
-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

***[[1705.03476 : Lau+ "Quasars Probing Quasars IX. The Kinematics of the Circumgalactic Medium Surrounding z ~ 2 Quasars">https://arxiv.org/pdf/1705.03476.pdf]] [#r49935e9]
-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

**Galaxy Structure [#a8d443a8]
**Local Galaxy Structure [#a8d443a8]
***[[1705.02348 : "External versus internal triggers of bar formation in cosmological zoom-in simulations">https://arxiv.org/pdf/1705.02348.pdf]] [#d14dbad2]
-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

***[[1705.00637 : Neumann+ "A combined photometric and kinematic recipe for evaluating the nature of bulges using the CALIFA sample">https://arxiv.org/pdf/1705.00637.pdf]] [#t16bec89]
-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 [#p8c62124]
***[[1705.09663 : Herrero-Illana+ "Star formation and AGN activity in a sample of local Luminous Infrared Galaxies through multi-wavelength characterization">https://arxiv.org/pdf/1705.09663.pdf]] [#k8ef9b41]
-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)


***[[1705.08367 : Pereira-Santaella+ "Far-infrared metallicity diagnostics: Application to local ultraluminous infrared galaxies">https://arxiv.org/pdf/1705.08367.pdf]] [#c7ba3312]
-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

**Local ETGs [#id568187]
***[[1705.10521 : Kokusho+ "A star formation study of the ATLAS3D early-type galaxies with the AKARI all-sky survey">https://arxiv.org/pdf/1705.10521.pdf]] [#o018722f]
-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。

**Instruments [#q31a834b]
***[[1705.09035 : Ellis+ "Photonic ring resonator filters for astronomical OH suppression">https://arxiv.org/pdf/1705.09035.pdf]] [#i1b22f67]
-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
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