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第 11 章 遠方銀河の性質と銀河の進化

第 11 章 遠方銀河の性質と銀河の進化. 11.1 銀河進化の鳥瞰. 復習. 宇宙の進化図. 赤方偏移 (z). 10 -38 秒. 現在. 137 億年. 宇宙 起源論. 観測的宇宙論. (2006 年 WMAP のプレスリリースより改変 ). z=0.15. z=0.1. z=0.05. 復習 (1.4). 赤方偏移とルックバックタイム. （ 137 億年）. 1. 0.5. z~1100. z=8.2-8.6?. 0. 数値の表は、シリーズ現代の天文学、第５巻　銀河 II 　にあり. 確認された「宇宙最遠方天体」の時代変化.

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第 11 章 遠方銀河の性質と銀河の進化

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  1. 第11章遠方銀河の性質と銀河の進化

  2. 11.1 銀河進化の鳥瞰

  3. 復習 宇宙の進化図 赤方偏移(z) 10-38 秒 現在 137億年 宇宙起源論 観測的宇宙論 (2006年WMAPのプレスリリースより改変)

  4. z=0.15 z=0.1 z=0.05 復習 (1.4) 赤方偏移とルックバックタイム （137億年） 1 0.5 z~1100 z=8.2-8.6? 0 数値の表は、シリーズ現代の天文学、第５巻　銀河II　にあり

  5. 確認された「宇宙最遠方天体」の時代変化 すばる ? ハッブルディープフィールド(1995) ハッブルディープフィールドまではほとんどクエーサーか電波銀河 可視光で見つかる銀河が増えた

  6. 宇宙全体の星生成率密度の変遷 宇宙年齢 ・宇宙の星生成活動 は　z~2 がピーク ・z~6ではピークの~1/10-1/30 ・現在ではピークの~1/20 宇宙の星形成率密度 赤方偏移 [ ]

  7. 宇宙の星形成率密度 宇宙空間の単位体積を切り出し、その中にある銀河の星形成率 [Ms/year] を測定して足し上げる。 [Ms/year] / [ Mpc3] （共動体積）

  8. 赤方偏移とルックバックタイム （137億年） 1 銀河の誕生と幼児期 銀河の青年期 mass assembly 銀河の壮年期 0.5 銀河の老年期 z~1100 z=8.2-8.6? 0 数値の表は、シリーズ現代の天文学、第５巻　銀河II　にあり

  9. CDM Modelに基づく構造形成 現在の銀河は、小さな銀河が衝突合体（merging）して出来た。 この過程をmass assemblyという。 red sequence Green valley 66846 SDSS galaxies いろいろなmass assemblyのhistoryが考えられる Faber et al. 2007, ApJ, 665, 265

  10. 構造形成のシミュレーション 2. 銀河団の形成過程 （5千万光年立方） 1. 大規模構造の成長過程 （3億光年立方） 矢作日出樹氏の厚意による 。国立天文台データ解析計算センターのスパコンによるシミュレーション (Yahagi, Nagashima, Yoshii 2004, ApJ, 605, 709) 福重俊幸氏の厚意による。GRAPEによるシミュレーション (Fukushige, Kawai,Makino 2004, ApJ, 606, 625) １３０億年が20-30秒に短縮されていることに注意

  11. Mass Assembly に伴う諸現象（１） Ram pressure stripping NGC 4388Hα Virgo Center HI 21 cm contour NGC 4388 M87 Cayatte et al. 1990, AJ, 100, 604 Yoshida et al. 2004, AJ, 127, 90; 127, 3653 すばる望遠鏡による観測

  12. Mass Assembly に伴う諸現象 （2） かみのけ座銀河団に見られる奇妙な「吹き流し」 Yagi, SO et al. 2010, AJ, 140, 1814 Yagi, SO et al. 2007, ApJ, 660, 1209

  13. Mass Assembly Process の解明 過去の銀河のサイズや明るさ（星の質量）等の諸量を観測して時間の関数として表し、現在の銀河の対応する量と比較するのがmass assemblyprocessを定量的に研究する正統的なやり方である。 Galaxy and Mass Assembly (GAMA): survey diagnostics and core data release, Driver et al. 2011, MNRAS, 413, 971

  14. 11.2 銀河環境と星生成活動 Tanaka, Kodama, SO, Shimasaku et al. 2005, MNRAS, 362, 268 Koyama, Kodama, Tanaka, Shimasaku, SO 2008, MNRAS, 382, 1719 Koyama, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2008, MNRAS, 391, 1758 Koyama, Kodama, Tanaka, Shimasaku, S.O. 2009, MNRAS, 399, 361 Hayashi, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 402, 1980 Koyama, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 403, 1611 Koyama, Nakata, Kodama, Shimasaku, SO , et al. 2011, ApJ, 734, 66

  15. 宇宙の大規模構造と宇宙環境 銀河はさまざまな環境に棲んでいる 環境 = 銀河の数密度 SDSS http://www.sdss.org/signature.html 小山佑世君のスライドを改変

  16. 環境と銀河の性質の間の相関関係 • 現在の宇宙では銀河団（高密度環境）にある明るい銀河はほとんどが星生成活動をしていない銀河（E, S0）。暗い銀河には星生成活動が見られるものがある。 • フィールド（低密度環境）には星生成をしている銀河（S, Irr）が多い。 Filled with red and dead (low-SF) E/S0 galaxies Coma cluster (z=0.024)

  17. 復習 (5.4) ~6000銀河を3種類の形態(E, S0, S+Irr)に大別 高密度環境になるにつれて ・ S+Irr は減少・ S0は増加・ Eは増加（最も高密度で） well-behaved relationshipover 5 orders of magnitudes 先天説　vs 後天説nature or nurture? Dressler 1980, ApJ, 236, 351

  18. 銀河の性質と環境の関連 渦巻銀河 各タイプの相対頻度 S0銀河 楕円銀河 銀河数密度 銀河団 フィールド Dressler et al. 1997, ApJ, 490, 577 c.f.morphology/colour/SF-density relation from SDSS Goto, Yamauchi, Fujita, S.O. et al. 2003, MNRAS, 346, 601

  19. 高密度環境で銀河の性質は変化する 星形成の抑止 晩期型 早期型の形態変化 infall Field SF galaxy ・銀河がフィールドから銀河団に落　ち込んでくる過程のどこで、 どの　ようなメカニズムによって銀河の　性質が変えられてゆくのか？・いつ、どこで、どのようにして星生　成活動が止まるのか？ Cluster / Group (Toomre & Toomre 1972) (Gunn & Gott 1972) (Larson et al. 1980) …. etc. 小山佑世君のスライドを改変

  20. 星生成活動と環境の関連を探る新しい観測結果（過去にどんどん遡るとどうなっているか）星生成活動と環境の関連を探る新しい観測結果（過去にどんどん遡るとどうなっているか） ・XMMXCS J2215.9-1738 (z=1.46) Hayashi, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 402, 1980 [OII]λ3727x(1+z)=9200ANB912 Subaru/Suprime-Cam(+MOIRCS) 44 [OII] emitting galaxies [OII] は星生成活動の指標 ・RXJ1716.4+6708 (z=0.81) Koyama, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 403, 1611 Subaru/MOIRCS(+AKARI) Hαλ6563x(1+z)=1.2μmNB119(MOIRCS) 114 Hα emitters+15μm-detected sources Hα は星生成活動の指標 15μmflux は最もよい指標 ・CL0939+4713 (A859) (z=0.4) Koyama, Nakata, Kodama, Shimasaku, SO , et al. 2011, ApJ, 734, 66 Subaru/Suprime-Cam 445 Hαemitters Hαλ6563x(1+z)=9190ANB912 さまざまなzにある銀河団の輝線にマッチしたフィルターがあることが重要

  21. CL0939+4713 (A859) (z=0.4) ‘Red Star-forming Galaxies and Their Environment at z = 0.4 Revealed by Panoramic Hα Imaging’, Koyama, Nakata, Kodama, Shimasaku, SO , et al. 2011, ApJ, 734, 66 blue sqares: Hαemitters (SFR>0.75 Ms)green squares: Hαemitters (SFR<0.75 Ms)red squares: red Hα emitters (B-I)>2 爆発的に星生成をしているdustyな銀河？

  22. CL0939+4713 (A859) (z=0.4) （続き） Clump や Group （中間密度環境）に赤いHαemittersが多い

  23. FOV of HST/ACS FOV of Spitzer /MIPS RXJ1716+6708 cluster at z=0.81 'Dependence of the build-up of the colour-magnitude relation on cluster richness at z~0.8', Koyama, Kodama, Tanaka, Shimasaku, S.O. 2008, MNRAS, 382, 1719 Fov of Suprime-Cam 小山佑世君のスライドを改変

  24. high med low RXJ1716+6708 cluster atz=0.81 （続き） Important role of cluster outskirts Sharp colour transition in “medium-density” regions ( i.e. cluster outskirts / groups / filaments ) red （赤い銀河の割合） f(red) for z’< 23 high: core med: outskirts blue low : field low high local density

  25. AKARI J 10’ x 10’ FoV F3 F7 Ha (6563A)@z=0.81 F8 NB119 (SFRHa>~ 1Msun/yr) F4 SED of starburst @z=0.81 F6 F1 F5 (SFRIR>~ 15Msun/yr) F2 L15 RXJ1716+6708 cluster at z=0.81 （続き） Panoramic Hα and mid-infrared mapping of star formation in a z = 0.8 cluster Koyama et al. 2010, MNRAS, 403, 1611 Subaru/S-Cam (Vri ’z’ ) AKARI/IRC (N3,S7,L15 ) MOIRCS (J, NB119 ) Subaru / AKARI Joint Survey 20’ MOIRCS FoV AKARI FoV 小山佑世君のスライドを借用

  26. RXJ1716+6708 cluster at z=0.81 （続き） Spatial distribution of Hα emitter/MIR source MOIRCS FoVs : all member : : Ha emitter : 15um source (Koyama et al. 2010)

  27. Chandra X-ray map (3’ x 3’) (Jeltema+05) RXJ1716+6708 cluster at z=0.81 （続き） MOIRCS FoVs : all member : : Ha emitter : 15um source (Koyama et al. 2010)

  28. : cluster members ☆: galaxies with A(Ha) > 3 RXJ1716+6708 cluster at z=0.81 （続き） Evidence for the hidden star formation Even Hα-derived SFRs are sometimes highly underestimated !! Hα+MIR-detected galaxies only A(Hα)～3 SFR(IR)/SFR(Ha) red: red galaxies ○: cluster (R-J>2.0) △: group/filament blue: blue galaxies □: field (R-J<2.0) Dusty galaxies are preferentially found in the cluster outskirts SFR (IR) [Msun /yr] (Koyama et al. 2010) 小山佑世君のスライドを改変

  29. XMMXCS J2215.9-1738 (z=1.46) XCS2215 (z=1.45) Hayashi et al. 2010, MNRAS, 402, 1980 z=1.45 は、銀河団の中心部の銀河でも活発な星生成が起きている時代かも知れない。 z=0.81 z=1.45 [OII] emitters Hαemitters z=1.45 cluster では中心にも[OII] emittersが存在する

  30. XMMXCS J2215.9-1738 (z=1.46) 続き 'Properties of star-forming galaxies in a cluster and its surrounding structure at z=1.46', Hayashi et al. 2011, MNRAS, 415, 2670 [OII] emitters の大域分布 bright Core Outskirt faint Filament

  31. Summary of 11.2 ・We may be entering the epoch when galaxies are actively forming stars in the high-density core of galaxy clusters. ・我々は、銀河団中心部という高密度領域でも銀河が　活発に星生成を行っている時代を見始めているようだ。 ・ Environment of intermediate density is the key to the understanding of truncation of star formation.・中間的な密度の領域が星生成活動の抑止メカニズム の理解の鍵となる。 ・ There is significant star formation hidden in the optical surveys.・可視光の探査では見つからない星生成活動が相当量　存在する。

  32. 11.3 LBGsとLAEsの光度関数 Kashikawa, Shimasaku, SO et al. 2011, ApJ, 734, 119 Ouchi , Shimasaku, SO et al. 2010, ApJ, 723, 869 Ouchi, Shimasaku, SO et al. 2009, ApJ, 706, 1136 Yoshida, Shimasaku, SO, SDF team et al. 2006, ApJ, 653, 988 Kashikawa, Shimasaku, SO et al. 2006, ApJ, 648, 7

  33. Evolution of LBGs’ Luminosity Function 復習 ‘Luminosity Functions of Lyman Break Galaxies at z~4 and z~5 in the Subaru Deep Field’, Yoshida et al. 2006, ApJ, 653, 988 z= 0 - 6にわたる光度関数の進化 z>5 でLBGが減り始める 従来より圧倒的に多数のサンプル 4500 z~4 LBGs800 z~5 LBGs bright faint

  34. various studies at z~6 our upper limit(contamination included) Oesch et al. 09a, 09b McLure et al. 09b Bowens et al.08 HST/ WFC3 data SDF GOODS-N our lower limit(spec. sample) z’-dropout galaxies at z=7 ‘Large Area Survey for z = 7 Galaxies in SDF and GOODS-N: Implications for Galaxy Formation and Cosmic Reionization’, Ouchi et al. 2009, ApJ, 706, 1136 1568 arcmin2 in SDF and GOODS-N fields. UV Luminosity Function Suprime-Cam z’-band + HST data 22 bright z-dropout galaxies (down to y = 26) Bowens et al.08 Schechter function のパラメータ（6章）

  35. Yoshida, Shimasaku, S.O., SDF team et al. 2006, ApJ, 653, 988 z = 0 ~ 4 ではほぼ一定 z = 4  5, 56, 67へと減少する 宇宙再電離への影響などに関する重要な情報 Ouchi, Shimasaku, SO et al. 2009, ApJ, 706, 1136

  36. Systematic Survey in Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS) Field z = 3.1 3.7 4.8 5.7 6.6 Treat 5 fields separately Comoving scale at z=5.7 infer cosmic variance By far the widest survey for z>2 galaxies

  37. ‘Statistics of 207 Lyα Emitters at a Redshift Near 7: Constraints on Reionization and Galaxy Formation Models’, Ouchi et al. 2010, ApJ, 723, 869 due to Himiko LyαLF: constant over z = 3 - 5.7 decreases : z = 5.7  z = 6.6

  38. Discovery of a Giant LyαEmitter Near the Reionization Epoch Ouchi, Shimasaku, SO et al. 2009, ApJ, 696, 1164 Subaru/SXDS field Follow-up Spitzer/IRACKeck/DEIMOSMagellan/ IMACSUKIDSS/UDSSpitzer/IRAC ・ z=6.595 ・ bright (3.9x1043erg/s) ・ extended (>17kpc) ・ stellar mass (0.9-5)x1010 Msun・ SFR > 34 Msun/year・ E(B-V) not constrained・ no AGN Brightest in 106 Mpc3

  39. Completing the Census of Lyα Emitters at the Reionization Epoch Kashikawa et al. 2011, ApJ, 734, 119 LF of LAEs in SDF LF of LAEs in SXDS Ouchi+ 2010 z=6.6 z = 5.7 z = 6.5 Hu+ 2010z=6.5 Ouchi et al. 2010, ApJ, 723, 169 z = 5.7  6.5 の減少は観測的に確立した（少なくとも明るい部分）。一方LBGのUV-LFはこの時期にあまり変化していない。 銀河間空間の水素の電離度の状態が変化？

  40. 11.4 LAEsのStellar Population Ono, Shimasaku, SO et al. 2010, ApJ, 724, 1524 Ono, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 402, 1580

  41. ‘Stellar populations of Lyα emitters at z = 3-4 based on deep large area surveys in the Subaru-SXDS/UKIDSS-UDS Field’, Ono et al. 2010, MNRAS, 402, 1580 ・Subaru-SXDS/UKIDSS-UDS field 0.65 deg2 z = 3 - 4 Subaru+UKIRT+Spitzer legacy survey 302 LAEs (224 for z=3.1, 78 for z=3.7) ・only 11 are K-detected 8/11 spec. confirmed ・11 K-detected LAE Stacking! 2 stacked LAEs z=3.7 z=3.1 200 stacked 61 stacked

  42. ・Typical LAEs (stackedLAEs) at z=3-4 Our stacked LAE (z=3.1) Our stacked LAE (z=3.7) Our K-detected LAEs(z=3.1, z=3.7) low-mass (10(8-8.5) Msun), modest SFR (1-100Msun/y)modest extinction E(B-V)<0.2 z~5 LAE ・4 K-detectedLAEs z=4.5 LAE red colorreddening E(B-V)=0.3 18 LAES (z=3.1) 76 LAE (z=3.1) IRAC-undetected two reddest ones resemble local ULIRGs 23 LAEs (z=3.15) 52 LAES (z=3.1) 18 LAE (z=3.1) IRAC-detected ・Comparison with LBG, DRG, etc LAEs are the least massive population with modest SFR

  43. Stellar Populations of Lyα Emitters at z ~ 6-7: Constraints on the Escape Fraction of Ionizing Photons from Galaxy Building Blocks, Ono et al. 2010, MNRAS, 402, 1580 z = 6 – 7 LAEs Subaru-SXDS/UKIDSS-UDS field 0.65 deg2 First SED detected for z=6-7 galaxies !! Subaru+UKIRT+Spitzer SupUDS program low stellar mass (3-10)x107 Msun, very young age (1-3) Myr,log (SFR)~(1-2) Msun,log (SSFR)~ -6, negligible dust extinction, and strong nebular emission building blocks of present day galaxies 165 LAEs (z=5.7) 91 LAEs (z=6.6)

  44. Summary of 11.4 ・ We may be seeing real building blocks of present-day galaxies (z~6 -7 LAEs)・ 我々は、現在の銀河のbuilding blocks (z~6 -7 LAEs) を探り 当てたかもしれない。 ・ However, z~6-7 LAEs are heterogeneous. Small number of exceptions (Himiko, red massive LAEs with high SFR, etc) may reveal unknown stories.・ しかし、 z~6-7 LAEs は均質ではない。少数の例外（赤い大質量 のHimikoなど）から未知の物語が見えるだろう。 ・ Probably, galaxies at z~7 had properties different from those of present-day galaxies ( f(esc)>0.2, lower metallicity, flatter IMF, etc ) ・おそらく、z~7の銀河は今日の銀河とは異なる性質( f(esc)>0.2, lower metallicity, flatter IMF, etc ) を持っていただろう。

  45. 11.5 宇宙の星生成史と再電離 Ouchi , Shimasaku, S.O. et al. 2010, ApJ, 723, 169

  46. 宇宙の星形成率密度 復習 宇宙空間の単位体積を切り出し、その中にある銀河の星形成率 [Ms/year] を測定して足し上げる。 [Ms/year] / [ Mpc3] （共動体積）

  47. Madau Plot の進化 2006年 2009年 1998年（初めての図） 2005年 2003年 allowed range (obs.-upper lim.) ハッブル宇宙望遠鏡によるデータ すばる望遠鏡による初のデータ すばる望遠鏡によるデータ up to 0 up to 0.1L* no extinction correction Bowens et al. 09b Taniguchi et al. 2005, PASJ, 57, 165 Kodaira et al. 2003, PASJ, 55, L17 Madau et al. 1998, ApJ, 498, 106 Hopkins and Beacom 2006, ApJ, 651, 142 Ouchiet al. 2009, ApJ, 706, 1136

  48. 宇宙の再電離(天体の始まり) 晴れ上がり時点：すべての水素は中性水素であった 現在：銀河間空間には中性水素はない（初代の天体の出す紫外線で電離された redshift クエーサー B クエーサー A 銀河 ライマンα雲 ライマンα輝線 クエーサーAのスペクトル Lyman α forest 波長 理論の予想　z=6-30?

  49. z=5.80 z=5.82 z=5.99 z=6.28 Gunn-Peterson Trough の発見 スローン・ディジタル・スカイサーベイが発見した 4個の高赤方偏移クエーサー 中性水素の吸収がz>6で強くなる 多くの銀河が生まれた（再電離が完了した）のは z～6-7 High-quality spectra by Keck ESI z=6.37 波長 (first object：　z=17+/-5 from WMAP) （Becker et al. 2001, AJ, 122, 2850） （White et al. 2003, AJ, 126, 1）

  50. 宇宙の電離度への観測的制限 Ouchi et al. 2010, ApJ, 723, 869 z>6 の銀河は宇宙の再電離期の研究の重要な手段 Linear scale LAE LF WMAP7 years GRB This studyLAE clustering This studyLAE LF Log scale QSO G-P trough

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