![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
**輝線比診断 [#i9a66fd6] ***[[1708.04625 : Sanders+ "Biases in metallicity measurements from global galaxy spectra: the effects of flux-weighting and diffuse ionized gas contamination">https://arxiv.org/pdf/1708.04625.pdf]] [#h51070fb] -unbiased global gas-phase Oxygen abundanceは重要だが、ちゃんと求めるには適切な取り扱いが必要 -HII region + diffuse ionized gas (DIG)を入れたモデルを作った --HII : empirical line-ratio vs Te関係 --DIG : MaNGAから出てきたstrong-line ratio -Metalliciyが最大0.3dexずれる **Dust Extinction [#m6c60e5f] ***[[1707.09805 : Faro+ "Characterizing the UV-to-NIR shape of the dust attenuation curve of IR luminous galaxies up to z∼2">https://arxiv.org/pdf/1707.09805.pdf]] [#qba3060f] -z~2 ULIRGSのFUV-NIR extinction curve -SEDフィット --CIGALE --energy balanceを入れたフィット -double power-lawモデルがよく合う --UVでのgreyer slopeで説明できる。 -NIRでの減光則がCalzettiにくらべてフラットになる傾向 --NIRでのダスト吸収がよりあるセンスになる --星質量の見積もりも1.4~10倍くらいおおきく評価されることになる **Radio Galaxy [#f028315b] ***[[1708.02251 : Shen+ "The Properties of Radio Galaxies and the Effect of Environment in Large Scale Structures at z∼1">https://arxiv.org/pdf/1708.02251.pdf]] [#va9c23d1] -大規模構造に属している電波銀河 --89天体、5大規模構造 --z=0.65-0.96 -観測 --VLA-B config (5" pfs) --可視:Palomar 5m / r', i', z' --Suprime-Cam RIZ --WFCAM J, K --WIRCam/CFHT J, Ks --IRAC 3.6-8.0um+MIPS(?) -３つのクラスに分類 --q_TIRを用いる ---q_TIR=log(L_TIR)-log(L_1.4GHz)+const --AGN ：L_1.4GHz>1e23.8 --Hybrid --SFG -AGNは最もmassive, quiescent -SFGはAGNと同じくらいの星質量があるが、星形成でエネルギー供給 -Hybridは特殊なタイプの電波銀河のよう。AGN/SFGの混合ではない --High-excitation RG -環境効果 --AGNは高密度領域、cluster/groupのコアにいる ---母銀河の色や星質量が同じSFGに比べてもそう => AGN活動はvirialized core regionと関係がある --SFGは中間密度領域を強く好む ---LSSのdusty starburstはgalaxy-galaxy mergerによるもの(?どゆこと？) ***[[1708.01904 : Brienza+ "Search and modelling of remnant radio galaxies in the LOFAR Lockman Hole field">https://arxiv.org/pdf/1708.01904.pdf]] [#wbbbc1dc] -電波銀河はジェットが切れたらどうなるのか？ : remnant phase, ほとんど知られていない -Lockman hole でremnant RGをさがした --LOFAR 150MHz + public surveys --Ultra-steep spectral index --high-spectral curvature --low radio core prominence --relaxed shape --mockカタログと比較 -23天体を検出 --形態、スペクトルはいろいろ --remnant phaseの進化段階の違いを表している？ **Galaxy Evolution [#te091550] ***[[1709.00424 : Arabsalmani+ "A Molecular gas rich GRB host galaxy at the peak of cosmic star formation with significant outflowing gas">https://arxiv.org/pdf/1709.00424.pdf]] [#i3b3579a] -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。 ***[[1709.00942 : Donevski+ "Unveiling High-Redshift Dusty Galaxies By Herschel: A Selection Of "500 μm-risers"">https://arxiv.org/pdf/1709.00942.pdf]] [#te2e558b] -Herschel SPIERE 500umでz>4のdusty SFGをさがすrecover --500um risers (250=>500umでフラックスが増えるもの) --novel methodの確立 ---S500>S350>S250 ---S250>13.2mJy ---S500>30mJy --Herschel Virgo Cluster Surveyのデータを使う --133 500um risersを検出 / 55deg^2 ---number countはモデルとよく合う ---z>4 DSFGの~60%をrecoverしている --noise, weak lensingをちゃんと考えないといけない -SFRD @ z=4-5への寄与は半分以下か。 ***[[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">https://arxiv.org/pdf/1708.05249.pdf]] [#m9f20df4] -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">https://arxiv.org/pdf/1708.05173.pdf]] [#o7e706f2] -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">https://arxiv.org/pdf/1708.01913.pdf]] [#a3289cbf] -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">https://arxiv.org/pdf/1708.00447.pdf]] [#u75df342] -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? ***[[1708.00453 : Bayliss+ "Spatially Resolved Patchy Lyman-α Emission Within the Central Kiloparsec of a Strongly Lensed Quasar Host Galaxy at z = 2.8">https://arxiv.org/pdf/1708.00453.pdf]] [#w35496dc] -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 ***[[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">https://arxiv.org/pdf/1708.00454.pdf]] [#gfee4a13] -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。 ***[[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">https://arxiv.org/pdf/1708.00314.pdf]] [#u64f732e] -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? ***[[1708.00301 : Contigiani+ "Radio Galaxy Zoo: Cosmological Alignment of Radio Sources">https://arxiv.org/pdf/1708.00301.pdf]] [#b92f3044] -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 ***[[1708.00005 : Almaini+ "Massive post-starburst galaxies at z > 1 are compact proto-spheroids">https://arxiv.org/pdf/1708.00005.pdf]] [#l7647748] -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。 +++gas-rich dissipative な収縮でspheroidalができ +++急速に星形成をやめてred nuggetになる +++minor mergerなどで徐々にサイズが大きくなる ***[[1707.07713 : Mas-Ribas+ "Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization">https://arxiv.org/pdf/1707.07713.pdf]] [#x415f537] -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 ***[[1707.02454 : Diaz-Sanchez+ "Discovery of a lensed ultrabright submillimeter galaxy at z=2.0439">https://arxiv.org/pdf/1707.02454.pdf]] [#ncef06e2] -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 ***[[1707.02302 : Johnson+ "The KMOS Redshift One Spectroscopic Survey (KROSS): the origin of disk turbulence in z~0.9 star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.02302.pdf]] [#ve2cb9d3] -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 ***[[1707.03078 : Shao+ "Gas dynamics of a luminous z = 6.13 quasar ULAS J1319+0950 revealed by ALMA high resolution observations">https://arxiv.org/pdf/1707.03078.pdf]] [#c9e0d55d] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.02980.pdf]] [#m04fd12a] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.03395.pdf]] [#g7c9cd2c] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.05238.pdf]] [#f89260e4] -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":https://arxiv.org/pdf/1707.05331.pdf]] [#f08f24a8] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.05329.pdf]] [#w6f281aa] -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) ***[[1707.04259 : Pallottini+ "The impact of chemistry on the structure of high-z galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.04259.pdf]] [#v6932c76] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.01094.pdf]] [#w8d65fb6] -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">https://arxiv.org/abs/1707.01511]] [#y8d90ea3] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00706.pdf]] [#ffb0209e] -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?">https://arxiv.org/pdf/1707.00704.pdf]] [#t13d13d6] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00702.pdf]] [#y400e5d7] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00990.pdf]] [#wc30742d] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00694.pdf]] [#ze491db5] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00637.pdf]] [#a43ab23f] -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">https://arxiv.org/pdf/1707.00226.pdf]] [#of18afff] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.09428.pdf]] [#r8e23fa3] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.09605.pdf]] [#d33be9ce] -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">https://arxiv.org/pdf/1706.09968.pdf]] [#k4b9bb4e] -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">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 ***[[1706.04789 : 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] ***[[1709.00991 : Caruana+ "The MUSE-Wide survey: A measurement of the Lyα emitting fraction among z>3 galaxies">https://arxiv.org/pdf/1709.00991.pdf]] [#c9d6d13d] -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 ***[[1707.01109 : Diener+ "The MUSE-Wide survey: Detection of a clustering signal from Lyman-α-emitters at 3<z<6">https://arxiv.org/pdf/1707.01109.pdf]] [#e5ab6b53] -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) ***[[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">https://arxiv.org/pdf/1707.01443.pdf]] [#e2d1484d] -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 ***[[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 ***[[1706.03586 : 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] ***[[1709.00429 : Merlin+ "Chasing passive galaxies in the early Universe: a critical analysis in CANDELS GOODS-South">https://arxiv.org/pdf/1709.00429.pdf]] [#l107b286] -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。 ***[[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] ***[[1709.01035 : Catalán-Torrecilla+ "Star formation in the local Universe from the CALIFA sample. II. Activation and quenching mechanisms in bulges, bars, and disks">https://arxiv.org/pdf/1709.01035.pdf]] [#k33630fc] -CALIFA 219 Galaxies --ダスト吸収補正したHa星形成率をコンポーネント(bulge, bar, disk)ごとに調べた --SDSS image => multi-component photometric decomposition -結果 --棒渦巻銀河では中心でSFR, sSFRが高まっている --Main sequenceでは重い銀河ほどquenching を受けている模様。 ---ディスクも、重いほどquenchingしている ---原因は？ => 2型AGNがとくにバルジで効いている ---M*=1e10.5Msunくらいで、ディスクのsSFRの低下が大きい。 --バルジのσはAGNがあるほうが大きい。 --環境効果あり。Σ5が大きいほどバルジ・ディスクでのSFRが下がる ***[[1709.00413 : García-Benito+ "The spatially resolved star formation history of CALIFA galaxies: Cosmic time scales">https://arxiv.org/pdf/1709.00413.pdf]] [#s15028cd] -CALIFA 661 galaxies --M*=1e8.4-12 Msun (6bin) --いろんなHubble Type (7bin) -datacubeにSED fitting --mass growth timescale --mass weighted age -3つの空間分解された星形成史のトレーサ --mass assembly curve --r_half-mass / r_half-light --mass-weighted age gradient -知りたいことは --銀河がinside-outで形成されたのか --それがM*, Σ*, 形態とどう関係しているのか -結果 --すべての銀河について、一番内側は外苑に比べて先に形成されている。 --低質量銀河(M*=1e8.4-10.4)では、形成時期が多様になる => mass assembly timescaleがΣ*と形態に強く依存している --すべての銀河について、半光度半径内ではnegative <log age>M gradientがある。 --Downsizingは保存されているようだが、E/S0では成立しないよう：Saに比べて、外側の形成時期が新しくなっている。 ***[[1707.03402 : van de Sande+ "The SAMI Galaxy Survey: Revising the Fraction of Slow Rotators in IFS Galaxy Surveys">https://arxiv.org/pdf/1707.03402.pdf]] [#i4dff218] -massive銀河の面分光観測では中心を主に見てしまうので、rotation/dispersionの切り分けがバイアスされる。 -V/σ、λ_Rに対するaperture correctionをした。 --SAMI & ATLAS-3Dデータ --両方とも、aperture-sizeに対して強い相関を示す ---growth curveは二次のpolynomial ---0.5Reでの測定から1Reまで再現可能 -slow rotatorの割合はM*とともに増加 -- >1e11Msolの銀河で ---先述のaperture size補正を使うとf_slow=0.36 ---ただし、>Reまで測定されていない天体を除去すると f_slow=0.24まで低下する ---測定できる限り外まで測定した結果を使うと f_slow=0.38 ***[[1707.03879 : Leslie+ "The SAMI Galaxy Survey: Disk-halo interactions in radio-selected star-forming galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.03879.pdf]] [#t41faedc] -SAMI銀河の可視輝線と1.4GHz電波の関係 --6 edge-on galaxies --L_1.4GHz>1e21 W /Hz -全天体で、shock-like emission line ratio -3天体でminor axisに広がった輝線雲 --[NII]/Ha, σがgalactic windとconsistent --回転成分もみられる。 --1.4GHzでも広がったmorphology ***[[1707.00568 : Bait+ "On the interdependence of galaxy morphology, star formation, and environment in massive galaxies in the nearby Universe">https://arxiv.org/pdf/1707.00568.pdf]] [#j73ee934] -6000 local galaxies --UV-Optical-NIR-MIR + MAGPHYS => M*, SFR --M*>1e10 massive -morphological T-typeといろんなパラメータの依存性 --Early type spiral (ETS : Sa-Sbc) + S0がgreen valley のだいぶぶんをしめる --Sa=>Sbcに従って, green/quenched galaxiesの割合が減る ---バルジがquenchingに影響している？ --blue cloudからgreen valleyに行くにしたがって、ETSが減り、S0が増える --S0だけど、活発に星形成しているpopulationをみつけた。 ---sSFRのヒストグラムがダブルピーク（星形成ピークはエラーが大きいが） ---環境依存性はなさそう。 -いろんなパラメータの相関 --形態はsSFRともっとも強く相関、環境には依存しない --形態-density, sSFR-環境は強い相関を示さない => 近傍の重い銀河では、形態を決めるプロセスと星形成をきめるプロセスは共通かも ***[[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[#he152257] ***[[1708.02587 : Privon+ "A Widespread, Clumpy Starburst in the Isolated Ongoing Dwarf Galaxy Merger dm1647+21">https://arxiv.org/pdf/1708.02587.pdf]] [#v4159a98] -isolated dwarf galaxyの衝突 --gas-dominated / low metallicity な銀河形成の良いサンプル -dm1647+21 --TiNy Titans Survey -interacting dwarf pair --MUSE IFU obs -Ha emission --広がっている --SFR=0.44Msol/yr : SDSSの値の2.7倍 --sSFR はnon-interactingに比べて一桁以上高い ---小さいほうの銀河が担っている。単独では５０場以上高い --ISM ionizationはすべて星形成で説明できる -大質量銀河との違い --衝突により、広範囲なISMの圧縮が起こって広がった星形成 --（大質量銀河だと中心にガスが落ちてnuculear starburstになる） ***[[1708.01260 : Hsyu+ "The Little Cub: Discovery of an Extremely Metal-Poor Star-Forming Galaxy in the Local Universe">https://arxiv.org/pdf/1708.01260.pdf]] [#pa48ad67] -Little Cub --BCD J1044+6306 --SDSSカラーで選出されたlow-metallicity galaxy --Lick 3m分光で確認 --M*=1e5Msol -Keck LRIS観測 --Direct methodで、温度決定 : 18700K --12+log(O/H)=7.13 : 近傍では最も低金属の銀河の一つ -NGC3359の近くにあって、gas strippingしているよう(HI観測) --offset 53km/s , 69-90kpc --天の川銀河のような銀河の近くを通って、quenchしつつあるところを見ている？ ***[[1707.02680 : de Silva+ "NGC 1566: analysis of the nuclear region from optical and near-infrared Integral Field Unit spectroscopy">https://arxiv.org/pdf/1707.02680.pdf]] [#jbd862b2] -NGC1566 --変光AGN -中心可視近赤外面分光データ --GMOS(R=4300)+SINFONI --PCA tomography --emission line --channel map --penalized pixel fitting --スペクトル形状 --HST imaging -わかったこと ++SeyfertI + featureless continuum(gamma=1.7 power law) : PFSが広がっているので、若い星の集団からきている？ ++BLRで視線速度とFWHMに相関：視線速度はgravitational redshiftであるとするモデルで再現できる ++AGNそばにHII領域あり。 ++outflowもあるよう ++アウトフローに直交した方向に回っているH2分子ガスディスク ***[[1707.04435 : Croxall+ "The Origins of [CII] Emission in Local Star-forming Galaxies">https://arxiv.org/pdf/1707.04435.pdf]] [#r742cd46] -[CII]158umがどこから出ているのか -近傍KINGFISH, Beyond the Peak Herschel Program --[NII]205umでionized gas領域を分離 => [cII]/[NII]122umの密度依存性を除去 --[CII]158umの40-60%が中性ガスから出ている -中性ガス起源の割合は --ダスト温度、星形成密度に弱く依存 --Gas-phase metallicityにもすこし強く依存 ---metallicityが大きいと(温度が相対的に低い)ionozed gasからの[CII]への寄与が大きくなる。 ---予想とは逆センス ***[[1707.01652 : Murata+ "Relation between polycyclic aromatic hydrocarbon, Brα and infrared luminosity of local galaxies observed with AKARI">https://arxiv.org/pdf/1707.01652.pdf]] [#m4989552] -Local IR Galaxies --AKARI selected --412 PAH emission --264 BrAlpha emission --380 total infrared luminosity --F_PAH=1-100e-14 cgs --F_BrA=1-10e-14 cgs --LIR=1e10-12lsol --z=0.002-0.3 -LIR>1e11Lsolで、PAH, BrAの輝線強度がLIRにくらべて弱くなった。 --galaxy type, Tdustには依存しない --考えられる原因 ---非常に強いダスト吸収 ---強い輻射場によるPAHの破壊 ---PAH励起/H電離するUVが足りない ---IRにnon-SFのコンタミ ***[[1707.00254 : Mahoro+ "Star formation of far-IR AGN and non-AGN galaxies in the green valley: possible implication of AGN positive feedback">https://arxiv.org/pdf/1707.00254.pdf]] [#md3f6fad] -COSMOS nearby galaxies --@ green valley --I<23 --X-ray detected AGN / non-AGN -大部分のAGN - green valley galaxiesはFIRでつよい放射 --82%がmain-sequenceよりも上にいる --AGNによって星形成が促進されている？ -うーむ、ここまで単純化した議論でいいのだろうか。 ***[[1706.09893 : Barrera-Ballesteros + "Separate ways: The Mass-Metallicity Relation does not strongly correlate with Star Formation Rate in SDSS-IV MaNGA galaxies">https://arxiv.org/pdf/1706.09893.pdf]] [#rd00b379] -SDSS-IV MaNGA survey -local mass-metallicity relation --1700 galaxies --spatially resolved => same Reff内でのmass-metallicity --過去の単一ファイバーを用いた結果(Mannucci+10)と同じ -residual errorは、もう一パラメータ(SFR or sSFR)を入れても減少しない。 --これはMannucci+10と反する --金属汚染は銀河内のローカスなスケールで起こる、というシナリオと一致する --galactic outflowは金属汚染に大きな影響を与えない --cold-gas inflowは星形成を制御する(Lilly+13) ***[[1706.08769 : Izotov+ "LBT observations of compact star-forming galaxies with extremely high [OIII]/[OII] flux ratios: HeI emission-line ratios as diagnostics of Lyman continuum leakage">https://arxiv.org/pdf/1706.08769.pdf]] [#ud239dd8] - 5 compact SFGs @z<0.075 --O32=23-43 --M*=1e6-7Msol --LyC leaking しているか？ -LBT optical spectroscopy --3200-10000A -Abundance --Te(OIII)=17200-20900K : high termperature --12+log(O+H)=7.46-7.79 --N/O は低い：secondary nitrogenは出ていない -n_e=190-640/cc : high electron density -Haにbroad component --1700-2000km/s --0.5-2.6% of total Ha flux => SNR expansion?? --EW(Hb)=350-520A : very young, <3Myr -new diagnostics for LyC leakage --O32は十分ではない --HeI 3889/6676, 7065/6678 --今回のサンプル中3天体はdensity bounded HII regions, 大量のLyCが漏れ出している(>20%)？ ***[[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] ***[[1707.07989 : Rowlands+ "Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The mechanisms for quiescent galaxy formation at z<1">https://arxiv.org/pdf/1707.07989.pdf]] [#z171eb6d] ***[[1707.07989 : Rowlands+ "Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The mechanisms for quiescent galaxy formation at z<1">https://arxiv.org/pdf/1707.07989.pdf]] [#j9df93c3] -Quiescent galaxies, transition galaxiesの分光 --GAMA, VIPERS -検出されたquiescent population --早くtransitionしているpostSB銀河((PSB) --遅くtransitionしているgreen-valley銀河(GV) -quiescent populationの過去80億年間のnumber density進化 -->1e11Msolのもののほうが>1e10.6のものよりゆっくり。 --PSB, GVともにstellar mass functionに進化。重いもののほうが先にできている --GV tranitionの時間は2.6Gyr(>1e10.6Msol) --z=0.7ではPSBでpost starburstのnumber density進化は説明できる？0.5Gyr transition --近傍ではPSBの数密度は少なすぎで、ほとんどいなさそう --ただし、重い銀河(>1e11Msol)では早く進化するPSBがたくさんある、あるいはゆっくり進化するquiescentどちらでも説明できそう？ ***[[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] ***[[1708.01091 : Schirmer+ "Multi-conjugated adaptive optics imaging of distant galaxies -- A comparison of Gemini/GSAOI and VLT/HAWK-I data">https://arxiv.org/pdf/1708.01091.pdf]] [#g4d098f4] -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。 ***[[1707.07779 : Saxena+ "Commissioning and performance results of the WFIRST/PISCES integral field spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1707.07779.pdf]] [#a7400988] -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 ***[[1707.03445 : Gatkine+ "Arrayed Waveguide Grating Spectrometers for Astronomical Applications: New Results">https://arxiv.org/pdf/1707.03445.pdf]] [#hf93f198] -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 ***[[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
