![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
**Galaxy Evolution [#te091550] ***[[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 ***[[1705.08367 : 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 ***[[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] **[[1705.03476 : 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] ***[[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
