観測的宇宙論ゼミ...

観測的宇宙論ゼミ深川奈桜2016/5/6

1. Introduction(1) main sequence (MS)上の銀河と、MSよりSFRが高い(above MS)銀河

sSFR : どの時代でも、MSの銀河ではほぼ一定　　　 z~0からz~2.5にかけて増加MSの進化とaboveMSの原理を理解する事は、星形成のcosmoc evolutionを理解する上で重要

(2) 星間物質(ISM)中のガス質量の測定の重要性

ISM : 星形成、銀河核両方の活動の燃料⇒ これらの活動のcosmic evolutionは、初期のISMの質量が大きい事によるか、星を形成する効率が高い事によるか？

銀河のISMのガスの量の測定は、このような疑問に答えるため重要

16年5月6日金曜日

2/5(3) ISMの質量の測定主な手段：CO回転遷移⇒長波長のダスト連続波70個の銀河⇒ダスト放射/CO(1-0)輝線光度、分子ガス質量を経験的にカリブレート

2. Long wavelength dust continuum as a gas mass trasor・長波長：ダスト放射が光学的に薄い　　　　　flux densityがダスト質量、opacity coefficient、平均温度に比例・ダストの不透明度、ダスト/ガス比を知る必要をなくすため　静止系850µm光度/分子ガス質量を経験的に調べた

opacity curve, ダスト/ガス比、ダスト温度を↵850µm = L⌫850µm/Mmol

にまとめた・calibrationに用いたサンプルデータ：Herschel SPIRE 500µm imaging 分子ガス質量…local galaxyのCO(1-0)によるデータ　　　　28個のlocal SFG, 12個のlow-z ULIRG, 30個のz=1.4-3のSMG

3つのサンプル：CO光度とに単一の相関関係L⌫850µm→L0CO M

mol

：単一のCO-to-H2 conversion constant⇒calibration constant ↵850µm = 6.7⇥ 1019 erg/(sec Hz Msolar)が得られる


3/5・分子ガス質量：(A14)式により導出

expected fluxが求まる・ダスト温度：mass-weighted <Td>を適用※SED fittingに基づくダスト温度の補正は正しくない（luminosity-weighted <Td>となり、局所的な星形成領域に依存するため）

3. Galaxy samples for ALMA145個の銀河のサンプル…COSMOS 2deg2 survey<z>~1.15…59個、<z>~2.2…63個、<z>~4.4…23個SFR：MS(Lee et al. 2015)から10×sSFRまでを調査、M⇤ = 0.2� 4⇥ 1011M�

4. Observations and flux measurementsALMAによる観測z=1.15, 2.2のサンプル：Band 7(345GHz)、z=4.4のサンプル：Band 6(240GHz)

5. Stacked Samples星質量、sSFRで分割したサブサンプルについてimageをスタッキング

5.1 Gas masses


4/5・z=1.15からz=2.2にかけて、　　　　　　　　　　　　　　で　分子ガスの質量が増加

sSFR/sSFRMS � 4,M⇤ > 1011M�

質量の小さい銀河、below MSの銀河…MSはsSFR上方に移動するのに対し、ガス質量の進化が見られない

・z=2.2-4.4での進化は穏やか

5.2 Gas mass fractions

・銀河系：sSFR=0.015-0.030(/Gyr), gas mass fraction~0.055のMS z=1-6のMS galaxy：同程度の星質量でgas mass fractionが5-10倍高い　　　　　　　　　　大質量銀河では分子ガス質量が100倍大きい・ガス質量、SFR、gas mass fractionの関係

・z=2.2, 4.4でsSFRが最も高い銀河のcell : gas mass fraction ~50-80% 　　　　　　　　　=ガス質量が星質量の1-4倍このような銀河はMS galaxyのmergingでは形成されない⇒非常にsSFRが高いgas-dominated galaxies…　・星質量よりガス質量が大きい初期の銀河　・非常にIGMの降着率が高い環境にある銀河

・ガス質量が　　　　　に達する…現在の大質量の楕円銀河の祖先の可能性4⇥ 1011M�


5/55.3 Star formation law at high redshift

・各cellについてfittingした結果

high-zの銀河ほど星形成の効率が良い

・先行研究との比較 ⇒結果が一致　　SFRはガス質量におおよそ線形依存

5.4 Gas depletion times⌧ = M

mol

/SFR ' 2� 7⇥ 108 yr

・赤方偏移とともに進化・近傍銀河：τ~1.5Gyr⇒初期宇宙での星形成は、星形成効率が低い近傍の銀河とは異なるプロセス　（ガスの運動や銀河の相互作用によるISMの圧縮⇒高いSFR）


6. On versus above the MS・どの赤方偏移でも、SFR/ガス質量はMSの銀河、above MSの銀河でほぼ同じ・sSFRが高い銀河に見られる、高いSFRはガス質量が大きいことによる⇒スターバースト銀河は星形成の効率が良いよりは、gas-richな銀河


7. Summary and comments

・submm fluxの測定を利用することにより、銀河のガス質量の調査を行った・z=1-6の145個の銀河についてALMAで観測を行った　ダスト連続波を用いる事で、CO励起についての不確定さを避けられる・mass-weightedのダスト温度を用いた・質量が大きい銀河( )について調べた：　MS銀河とabove MS銀河の違いは星形成効率よりはガス質量の大きさである　high-z銀河のgas depletion timeが短いことから、星形成は効率が良いことが　示唆される

M⇤ > 2⇥ 1010M�


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