![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
***[[1906.02737 : Ubler+ "The Evolution and Origin of Ionized Gas Velocity Dispersion from z∼2.6 to z∼0.6 with KMOS3D">https://arxiv.org/abs/1906.02737]] [#yee7fd1f] -KMOS-3D obs : 175 SFG @ z=0.6-2.5 -major axisに沿ってのV, sigmaを出して、そこからintrinsic dispersion=sigma_0を算出 -sigma_0=45km/s (z=2.3) => 30km/s (z=0.9) --minor mergerか、accretionのvariationがscatterの原因？ --atomic+molecular sigmaも同様な進化をしている。 --ただし、sigma_0(ionized gas) のほうが10-15km/sくらい大きい -銀河はtoomre-stableなので、turbulent velocityの起源は重力不安定性だろう --シミュレーションとも一致 ***[[1811.01958 : Drew+ "Evidence of a Flat Outer Rotation Curve in a Starbursting Disk Galaxy at z=1.6">https://arxiv.org/abs/1811.01958]] [#cf9b9cb5] -DSFG850.95 @z=1.555 rotation curve --Keck/MOSFIRE Ha+NII spec -6-14kpcにわたってフラット --dark matter fraction=0.44 (MWとおなじくらい) --Vrot=285km/s / sigma=48km/s => rotation dominated --H-band half light radios=8.4kpc -massive rotationally supported disk galaxy ***[[1804.03669 : Alcorn+ "ZFIRE: 3D Modeling of Rotation, Dispersion, and Angular Momentum of Star-Forming Galaxies at z~2">https://arxiv.org/abs/1804.03669]] [#e4730e6b] -COSMOS z~2 SFG 44天体 --ZFIREサーベイの一部 --Keck/MOSFIRE 分光 --CANDELS/3DHST F160W 撮像 -Ha emission --Heidelberg Emission Line Algorithm (HELA)で回転速度と速度分散を出す ---simulated 3D data cubeを構築して比較 -Tully Fisher Relation parameters --S_0.5=sqrt(0.5Vrot^2+σ_g^2) (Kassin+07) --シミュレーションやってみるとS_0.5は再現できるが、V_2.2/σ_gはずれる --S_0.5とM*の関係が出せた -j_diskも導出 --M*について0.36のslope => mass dependent disk growthの理論予想より浅い。 --不規則銀河のほうが大きそう ***[[1803.07145 : Lee+ "Discovery of a Very Large (~20 kpc) Galaxy at z=3.72">https://arxiv.org/abs/1803.07145]] [#f67af6c6] -LBG G6025 --zspec=3.721 --20kpc diameter --L_UV=5L*(@z=4) --140Myr --Mstellar=M*(@z=4), E(B-V)=0.15 : 同じzの普通の銀河と同じくらい。 --2 components : off-center core - chain galaxy or equal-mass merger? -environmentはよくわからん。 ***[[1803.05912 : Du+ "The redshift evolution of rest-UV spectroscopic properties in Lyman Break Galaxies at z ~ 2-4">https://arxiv.org/abs/1803.05912]] [#qf7d3f05] -z=2-4のrest-UVのスペクトルの性質 --EW(LyA)などによって分類 -おなじL(UV)/M*/SFR/Ageでもhi-zにいくほどEW(LyA)は大きくなる --中性ガスのcovering fractionかかdust contentの進化で説明できる -EW(LyA)が最も大きな銀河については、LyA photon production rateが変わっている可能性あり（LyAとCIII]輝線強度から） ***[[1802.07430 : Andreani+ "Extreme conditions in the molecular gas of lensed star-forming galaxies at z~3">https://arxiv.org/abs/1802.07430]] [#icc449aa] -APEX - SEPIA5 -3 GL galaxies @ z~3 --1+1天体でCI(2-1) --CO(7-6) -輝線比から、high-excitation status ***[[1802.07276 : Förster Schreiber+ "The SINS/zC-SINF survey of z~2 galaxy kinematics: SINFONI adaptive optics-assisted data and kiloparsec-scale emission line properties">https://arxiv.org/abs/1802.07276]] [#cc076661] -z~2 35銀河 --FWHM=0.1-0.3" --最大積分時間23時間！ ***[[1802.08451 : Patricio+ "Kinematics, Turbulence and Star Formation of z ~1 Strongly Lensed Galaxies seen with MUSE">https://arxiv.org/abs/1802.08451]] [#q98facd0] - 8 GL galaxies @ z=0.6-1.5 -source plane reconstruction -high velocity dispersionは重力不安定起源か（SN feedbackではない） ***[[1710.09195 : Finley+ "The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies">https://arxiv.org/abs/1710.09195]] [#pcdc62b2] -UDF / VLT/MUSEデータ -271 [OII]3727 emitter (F>2e-18cgs) @z=0.85-1.5, M*=1e8-11Msun から --40 FeII* (2365, 2396, 2612, 2626) emitters --50 MgII (2796, 2803) emitters -どちらもSF main sequenceにのる。ただし、二つに分かれる --M*<1e9Msun, SFR<1Msun/yrのものはMgIIが受かるがFeIIで検出されない --M*>1e10Msun, SFR>10Msun/yrのものは、FeIIが受かるがMgIIが検出されない --その中間では、FeIIもMgIiも受かる ---MgIIはP-cygni profile -MgII輝線 天体は、MgII P-cygniまたはFeII輝線天体に比べて星形成面密度が低い --MgII P-cygniまたはFeII輝線はoutflowのトレーサー -モデルと比較すると、吸収に比べて輝線が弱い。ダスト吸収か非等方的なアウトフローを示唆 ***[[1710.08421 : Hill+ "The Mass Growth and Stellar Ages of Galaxies: Observations versus Simulations">https://arxiv.org/abs/1710.08421]] [#b0614049] -z<5 SMF --M*=1e11.5, 11, 10.5, 10 @z=0.1の祖先の星質量集積をトレース --evolving cumulative number density selectino --現在のM*の半分ができた時期z_a=1.28, 0.92, 0.6. 0.51 --SDSS銀河ではmedian light-weighted stellar age z*=2.08, 1.49, 0.82, 0.37 とだいたいconsistent --ta, t*ともにM*とよく相関 ---EAGLEシミュレーションとは違う。M*-t_aはフラットになる。 ---セミアナモデルとはあっている ---最新のセミアナのほうが、低質量銀河でのDMとバリオンのデカップルをちゃんとできてるよう。 ***[[1710.07499 : Rigby+ "The Magellan Evolution of Galaxies Spectroscopic and Ultraviolet Reference Atlas (MEGaSaURA) II: Stacked Spectra">https://arxiv.org/abs/1710.07499]] [#eeefb963] -GL z=1.6-3.6銀河14天体のスペクトルスタック --lamda_rest=900-3000A --100km/resolutionでS/N~100 : これまで最高のS/N -結果 --多数の弱い輝線 --星大気の吸収線 --速度プロファイルはz~0とよく似ている => outflowを制御している物理プロセスは同じ？ --v_out_maxは吸収線イオン化ポテンシャルに強く依存するが、吸収線で重みづけしたものは依存しない。 ---大部分のhighイオン化ポテンシャルの吸収線はlow-ionization gas起源か。 ---2000km/sのblueshift tailが存在する。 : massive star stellar wind 起源？ ***[[1709.10099 : Orr+ "Stacked star formation rate profiles of bursty galaxies exhibit 'coherent' star formation">https://arxiv.org/pdf/1709.10099.pdf]] [#p77b713b] -Nelson et al. --3200個のz~1 SFGのHaマップスタッキング --"coherent star formation"が見えた？ ---銀河全体のMS上での上(下）にあると、半径に関係なく空間分解したMSでも上（下）にくる --銀河はMS上を一定で進化する？（MSを上下に横切って進化しない？） -シミュレーションでチェック --FIRE project --z~1銀河6個 --観測をシミュレート ---結果は、Nelson et al.と同じになった ---でも、個々の銀河のSFRプロファイルは複雑。 ---というか、Nelson et al. の結果とは反している。 ***[[1709.06574 : Arabsalmani+ "Mass and metallicity scaling relations of high redshift star-forming galaxies selected by GRBs">https://arxiv.org/pdf/1709.06574.pdf]] [#dda3f89a] -82 GRB Host galaxiesのガス、金属量、M*の関係 --輝線・吸収線幅は星質量の指標になる --速度幅と金属量の関係 ---輝線の幅と金属量の関係のほうがscatterが小さい -M*-Z関係 --33天体, 輝線から出した金属量 --z=0.3-3.4 --M*=1e8.2-11.1Msun --field galaxyに比べて0.15dex低い：有意かどうかの判断は難しい -吸収線から出した金属量はかなり違う。結論も変わってしまう。 ***[[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 ***[[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。 ***[[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 ***[[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 ***[[1706.07059 : 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 ***[[1706.02745 : 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 ***[[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。 ***[[1705.07986 : 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 ***[[1705.10846 : 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 ***[[1705.07655 : 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? ***[[1705.06296 : 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。 ***[[1705.06179 : 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 ***[[1705.01174 : 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。 ***[[1705.07596 : 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 ***[[1705.03014 : 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
