![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
**Galaxy Evolution [#te091550] ***[[1706.07059 : Santini+ "The Main Sequence relation in the HST Frontier Fields">https://arxiv.org/pdf/1706.07059.pdf]] [#qb1c3412] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.05017.pdf]] [#cc205d82] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.05785.pdf]] [#g23ade66] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.04613.pdf]] [#q43fe6c6] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.04614.pdf]] [#d5227e03] -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 ***[[1706.04620 : Goto+ "No Lyα emitters detected around a QSO at z=6.4: Suppressed by the QSO?">https://arxiv.org/pdf/1706.04620.pdf]] [#x18f99b9] -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 ***[[1706.04789 : Maddox+ "Far-infrared emission in luminous quasars accompanied by nuclear outflows">https://arxiv.org/pdf/1706.04789.pdf]] [#a3b2e77d] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.01886.pdf]] [#ra73b330] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.03018.pdf]] [#qc7eb121] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.02745.pdf]] [#w4ed2f0b] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.02311.pdf]] [#e656f1fe] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.01263.pdf]] [#h2c48af0] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.01366.pdf]] [#y94456b5] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.00589.pdf]] [#ma2202d9] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.00426.pdf]] [#sd2f33b5] -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">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 ***[[1705.05404 : 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 ***[[1705.01559 : 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。 ***[[1705.01101 : 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] ***[[1706.03586 : Hu+ "First Spectroscopic Confirmations of z ≈ 7.0 Lyα Emitting Galaxies in the LAGER Survey">https://arxiv.org/pdf/1706.03586.pdf]] [#waf9dbcc] -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 ***[[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 ***[[1705.00733 : 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。 **Quiescent Galaxy [#db4586c4] ***[[1706.03438 : Ichikawa+ "Recently Quenched Galaxies at z = 0.2 - 4.8 in the COSMOS UltraVISTA Field">https://arxiv.org/pdf/1706.03438.pdf]] [#jf9cab80] -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 ***[[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 **Absorption Line Systems [#be5bd7d5] ***[[1706.03075 : Joshi+ "[O II] nebular emission from Mg II absorbers: Star formation associated with the absorbing gas">https://arxiv.org/pdf/1706.03075.pdf]] [#z1d0b4bc] -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 ***[[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 **Local Galaxy Structure [#a8d443a8] ***[[1706.04754 : Zhou+ "The SAMI Galaxy Survey: energy sources of the turbulent velocity dispersion in spatially-resolved local star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.04754.pdf]] [#x651099c] -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)？ ***[[1706.01884 : Spector+ "EIG - II. Intriguing characteristics of the most extremely isolated galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.01884.pdf]] [#n4337363] -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 ***[[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 and SFGs[#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 ***[[1706.00881 : Senchyna+ "Ultraviolet spectra of extreme nearby star-forming regions --- approaching a local reference sample for JWST">https://arxiv.org/pdf/1706.00881.pdf]] [#d51d2511] -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!! --minimal stellar wind --prominent HeII and CIV => Heの電離光子と水素の電離光子の比が一ケタ増えたと解釈できる -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？ ***[[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） **Local ETGs [#id568187] ***[[1706.02704 : van der Burg+ "The abundance of ultra-diffuse galaxies from groups to clusters: UDGs are relatively more common in more massive haloes">https://arxiv.org/pdf/1706.02704.pdf]] [#i4dd15e9] -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？ ***[[1706.02521 : Lee+ "Detection of a Large Population of Ultra Diffuse Galaxies in Massive Galaxy Clusters: Abell S1063 and Abell 2744">https://arxiv.org/pdf/1706.02521.pdf]] [#s561719e] -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 ***[[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] ***[[1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters">https://arxiv.org/pdf/1706.05063.pdf]] [#cacf0e31] ***[[1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters">https://arxiv.org/pdf/1706.05063.pdf]] [#zf1ade38] -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。 ***[[1706.03067 : Brandt+ "Data Reduction Pipeline for the CHARIS Integral-Field Spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1706.03067.pdf]] [#p55e2440] -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/>http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/]] ***[[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
