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

(2006 年 WMAP のプレスリリースより改変 )

現在

宇宙の進化図

宇宙起源論

137 億年観測的宇宙論

10-38 秒赤方偏移 (z)

復習

1

0.5

0

（ 137 億年）

z=8.2-8.6?

数値の表は、シリーズ現代の天文学、第５巻　銀河 II　にあり

z~1100

赤方偏移とルックバックタイム

z=0.15

z=0.1

z=0.05

復習 (1.4)

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

確認された「宇宙最遠方天体」の時代変化

赤方偏移 [ ]

宇宙

の星

形成

率密

度

宇宙年齢

宇宙全体の星生成率密度の変遷

・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）

1

0.5

0

（ 137 億年）

z=8.2-8.6?

数値の表は、シリーズ現代の天文学、第５巻　銀河 II　にあり

z~1100

赤方偏移とルックバックタイム

銀河の誕生と幼児期銀河の

青年期

銀河の壮年期

銀河の老年期

mass assembly

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。

Green valley

66846 SDSS galaxies

red sequence

いろいろな mass assembly の history が考えられる

Faber et al. 2007, ApJ, 665, 265

1. 大規模構造の成長過程（ 3 億光年立方）

2. 銀河団の形成過程（ 5 千万光年立方）

１３０億年が 20-30 秒に短縮されていることに注意

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)

構造形成のシミュレーション

Mass Assembly に伴う諸現象（１）Ram pressure stripping

HI 21 cm contourVirgo Center

M87NGC 4388

NGC 4388 Hα

Yoshida et al. 2004, AJ, 127, 90; 127, 3653

すばる望遠鏡による観測

Cayatte et al. 1990, AJ, 100, 604

Mass Assembly に伴う諸現象（ 2 ）

Yagi, SO et al. 2010, AJ, 140, 1814

Yagi, SO et al. 2007, ApJ, 660, 1209

かみのけ座銀河団に見られる奇妙な「吹き流し」

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): survey diagnostics and core data release, Driver et al. 2011, MNRAS, 413, 971

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 assembly process を定量的に研究する正統的なやり方である。

Mass Assembly Process の解明

11.2 銀河環境と星生成活動

Tanaka, Kodama, SO, Shimasaku et al. 2005, MNRAS, 362, 268

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


Koyama, Kodama, Tanaka, Shimasaku, S.O. 2009, MNRAS, 399, 361

Koyama, Kodama, Tanaka, Shimasaku, SO 2008, MNRAS, 382, 1719

http://www.sdss.org/signature.html

宇宙の大規模構造と宇宙環境

SDSSSDSS　　　　

銀河はさまざまな環境に棲んでいる

小山佑世君のスライドを改変

環境 = 銀河の数密度

Filled with red and dead (low-SF) E/S0 galaxies

Coma cluster (z=0.024) 　

- 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。

環境と銀河の性質の間の相関関係

Dressler 1980, ApJ, 236, 351

well-behaved relationshipover 5 orders of magnitudes

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）

先天説　 vs 後天説nature or nurture?

~6000 銀河を 3 種類の形態 (E, S0, S+Irr) に大別

復習 (5.4)

c.f. morphology/colour/SF-density relation from SDSS 　

銀河の性質と環境の関連各

タイ

プの

相対頻

度

渦巻銀河

S0 銀河

楕円銀河

銀河団フィールド

銀河数密度

Dressler et al. 1997, ApJ, 490, 577

Goto, Yamauchi, Fujita, S.O. et al. 2003, MNRAS, 346, 601

Cluster / Group

晩期型早期型の形態変化

…. etc.

(Gunn & Gott 1972)

(Toomre & Toomre 1972)

(Larson et al. 1980)

Field SF galaxy

星形成の抑止

infall

高密度環境で銀河の性質は変化する


・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？

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）

・ RXJ1716.4+6708 (z=0.81)

・ CL0939+4713 (A859) (z=0.4)

Subaru/MOIRCS(+AKARI) Hαλ6563x(1+z)=1.2μmNB119(MOIRCS)

114 Hα emitters+15μm-detected sources

Hαλ6563x(1+z)=9190ANB912445 Hα emitters

・ XMMXCS J2215.9-1738 (z=1.46)

44 [OII] emitting galaxies

[OII]λ3727x(1+z)=9200ANB912Subaru/Suprime-Cam(+MOIRCS)

Hayashi, Kodama, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 402, 1980


Subaru/Suprime-Cam

[OII] は星生成活動の指標

Hα は星生成活動の指標15μm flux は最もよい指標

Koyama, Nakata, Kodama, Shimasaku, SO , et al. 2011, ApJ, 734, 66

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

CL0939+4713 (A859) (z=0.4)

blue sqares: Hα emitters (SFR>0.75 Ms)green squares: Hα emitters (SFR<0.75 Ms)red squares: red Hα emitters (B-I)>2

‘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

爆発的に星生成をしている dusty な銀河？

CL0939+4713 (A859) (z=0.4) （続き）

Clump や Group （中間密度環境）に赤い Hα emitters が多い

FOV of

HST/ACS

FOV of Spitzer /MIPS

RXJ1716+6708 cluster at z=0.81

Fov of Suprime-Cam

'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


（

赤い銀河の割合

）high: coremed: outskirtslow : field

Sharp colour transition in “medium-density” regions ( i.e. cluster outskirts / groups / filaments )

f(red)

high

hig

h

med

low

red

blue

local density

for z’< 23

low

Important role of cluster outskirts

RXJ1716+6708 cluster at z=0.81（続き）

Subaru / AKARI Joint Survey

MOIRCS FoVAKARI FoV

20’

F1

F2

F3

F4

F5

F6

F7F8

J

NB119

H(6563A)@z=0.81(SFRH >~

1Msun/yr)

Subaru/S-Cam (Vri ’z’ ) MOIRCS (J, NB119 ) AKARI/IRC (N3,S7,L15 )

AKARI

10’ x 10’ FoV

L15

SED of starburst @z=0.81

(SFRIR >~

15Msun/yr)

（続き）


小山佑世君のスライドを借用

Panoramic Hα and mid-infrared mapping of star formation in a z = 0.8 clusterKoyama et al. 2010, MNRAS, 403, 1611

:

Spatial distribution of Hα emitter/MIR source 　　

: all member

: Ha emitter

: 15um source

MOIRCS FoVs

(Koyama et al. 2010)

（続き）


:: all member

: Ha emitter

: 15um source

MOIRCS FoVs

Chandra X-ray map

(3’ x 3’)

(Jeltema+05)

（続き）



Evidence for the hidden star formation Even Hα-derived SFRs are sometimes highly underestimated !!


☆: galaxies with A(H) > 3

: cluster members

Dusty galaxies are preferentially found in the cluster outskirts

（続き）


SFR (IR) [Msun /yr]

SF

R(I

R)/

SF

R(H

a) A(Hα)～ 3

Hα+MIR-detected galaxies only

red: red galaxies

blue: blue galaxies

(R-J>2.0)

(R-J<2.0)

○: cluster △: group/filament □: field


XCS2215 (z=1.45)

Hα emitters[OII] emitters

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=1.45 z=0.81

XMMXCS J2215.9-1738 (z=1.46)Hayashi et al. 2010, MNRAS, 402, 1980

z=1.45 cluster では中心にも [OII] emitters が存在する

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

Core

Outskirt

Filament

bright

faint

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。

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

Kashikawa, Shimasaku, SO et al. 2006, ApJ, 648, 7

Yoshida, Shimasaku, SO, SDF team et al. 2006, ApJ, 653, 988

Ouchi, Shimasaku, SO et al. 2009, ApJ, 706, 1136

4500 z~4 LBGs800 z~5 LBGs

faintbright

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

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’-dropout galaxies at z=7

1568 arcmin2 in SDF and GOODS-N fields.Suprime-Cam z’-band + HST data

22 bright z-dropout galaxies (down to y = 26)

Bowens et al.08

UV Luminosity Function

SDF

GOODS-N

our lower limit(spec. sample)

our upper limit(contamination included)

HST/ WFC3 dataBowens et al.08

McLure et al. 09b

Oesch et al. 09a, 09b

various studies at z~6

Schechter function のパラメータ（ 6章）

‘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

Yoshida, Shimasaku, S.O., SDF team et al. 2006, ApJ, 653, 988


z = 0 ~ 4 ではほぼ一定z = 4 5, 56, 67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

Systematic Survey in Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS) Field

Comoving scale at z=5.7

By far the widest survey for z>2 galaxies

Treat 5 fields separately

infer cosmic variance

z = 3.1 3.7 4.8 5.7 6.6

due to Himiko

‘Statistics of 207 Lyα Emitters at a Redshift Near 7: Constraints on Reionization and Galaxy Formation Models’, Ouchi et al. 2010, ApJ, 723, 869

Lyα LF: constant over z = 3 - 5.7 decreases : z = 5.7 z = 6.6

Discovery of a Giant Lyα Emitter Near the Reionization Epoch

Subaru/SXDS field

Spitzer/IRACKeck/DEIMOSMagellan/ IMACSUKIDSS/UDSSpitzer/IRAC

Follow-up

・ z=6.595・ bright (3.9x1043 erg/s) ・ extended (>17kpc)

・ stellar mass (0.9-5)x1010 Msun

・ SFR > 34 Msun/year ・ E(B-V) not

constrained ・ no AGNBrightest in 106 Mpc3


Completing the Census of Lyα Emitters at the Reionization EpochKashikawa et al. 2011, ApJ, 734, 119

LF of LAEs in SDF

z = 5.7

z = 6.5

LF of LAEs in SXDS

Ouchi+ 2010 z=6.6

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？

11.4 LAEs の Stellar Population

Ono, Shimasaku, SO et al. 2010, MNRAS, 402, 1580

Ono, Shimasaku, SO et al. 2010, ApJ, 724, 1524

・ 11 K-detected LAE

・ Subaru-SXDS/UKIDSS-UDS field 0.65 deg2

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

2 stacked LAEs

z=3.1 z=3.7

200 stacked 61 stacked

z = 3 - 4

Stacking!

‘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

・ Typical LAEs (stacked 　　 LAEs) at z=3-4

low-mass (10(8-8.5) Msun), modest SFR (1-100 Msun/y)modest extinction E(B-V)<0.2

・ 4 K-detected LAEs

red colorreddening E(B-V)=0.3

two reddest ones resemble local ULIRGs

・ Comparison with LBG, DRG, etc

LAEs are the least massive population with modest SFR

Our stacked LAE (z=3.1)

Our stacked LAE (z=3.7)

Our K-detected LAEs(z=3.1, z=3.7)

18 LAES (z=3.1)

23 LAEs (z=3.15) 52 LAES (z=3.1)

76 LAE (z=3.1) IRAC-undetected

18 LAE (z=3.1) IRAC-detected

z=4.5 LAE

z~5 LAE

Subaru-SXDS/UKIDSS-UDS field 0.65 deg2

Subaru+UKIRT+Spitzer SupUDS program

z = 6 – 7 LAEs

165 LAEs (z=5.7) 91 LAEs (z=6.6)

First SED detected for z=6-7 galaxies !!

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

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

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。

11.5 宇宙の星生成史と再電離

Ouchi , Shimasaku, S.O. et al. 2010, ApJ, 723, 169

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）

復習

Madau Plot の進化1998 年（初めての図）

Madau et al. 1998, ApJ, 498, 106

Kodaira et al. 2003, PASJ, 55, L17

ハッブル宇宙望遠鏡によるデータ

Taniguchi et al. 2005, PASJ, 57, 165

2005 年

すばる望遠鏡によるデータ

すばる望遠鏡による初のデータ

2003 年

up to 0.1L*

up to 0

no extinction correction

allowed range (obs.-upper lim.)

Bowens et al. 09b

Hopkins and Beacom 2006, ApJ, 651, 142 Ouchi et al. 2009, ApJ, 706, 1136

2006 年 2009 年

ライマン α輝線

クエーサー A

クエーサー B

クエーサー A のスペクトル

ライマン α雲

Lyman α forest

波長

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

晴れ上がり時点：すべての水素は中性水素であった

銀河

redshift

理論の予想 z=6-30?

宇宙の再電離 ( 天体の始まり )

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

(first object：　 z=17+/-5 from WMAP) 　　　　　　　　　　　　　　　　　　

z=5.80

z=5.82

z=5.99

z=6.28

波長

（ Becker et al. 2001, AJ, 122, 2850 ）

Gunn-Peterson Trough の発見

（ White et al. 2003, AJ, 126, 1）

High-quality spectra by Keck ESI

z=6.37

宇宙の電離度への観測的制限Ouchi et al. 2010, ApJ, 723, 869

Lin

ear

sca

leL

og s

cale

LAE LF

GRB

QSO G-P trough

WMAP7 years

This studyLAE LF

This studyLAE clustering

z>6 の銀河は宇宙の再電離期の研究の重要な手段

Ouchi, Shimasaku, Okamura et al. 2009, ApJ, 706, 1136

Cosmic SFRD decreases by a factor of ~10, but not larger than ~100

up to 0.1L*

up to 0

no extinction correction

allowed range (obs.-upper lim.)

Bowens et al. 09b

Emission rate of ionizing photons per comoving Mpc3

clumping factor of IGM

homogeneous

f(esc)=1.0

f(esc)=0.2

f(esc)=0.05

AGN+galaxies

Lyα forests

Universe could not be ionized by galaxies only at z=7

Probably, galaxies at z=7 had different properties ( f(esc)>0.2, lower z, etc )

(Madau et al. 1999)

11.7 最遠方銀河 (Redshift Frontier)




確認された「宇宙最遠方天体」の時代変化復習

(11.1)

宇宙の年齢

国立天文台ホームページより

137 億年

10.1 億年

8.4 億年

7.8 億年（ 129.2 億年昔）すばる望遠鏡が見つけた最遠方銀河 (2006)

ビッグバン

2010/10/21 6 億年 (z=8.6) の宇宙にある銀河発見の報告！

宇宙最遠方銀河の発見Lehnert et al. 2010, Nature, 467, 940 (21 October, 2010)

Lyα at z=8.555

z=7.0 は　 7.9 億年後z=8.6 は 6.0 億年後

ビッグバンから2011 年現在他

のグループ

は確認できず！

SDF と GOODS-N で見つかった z-dropout のスペクトルを Keck/DEIMOS で 2010 年 2月， 2010 年 4月， 2011年 4月に観測。合計の露出時間は 39800 秒．

‘Spectroscopic Confirmation of Three z-dropout Galaxies at z=6.844-7.213: Lyman Alpha Demography of z~7 Galaxies’, Ono, Ouchi, Shimasaku et al. 2011 (astro-ph/1107.3159)

三色合成画像：青は ACS i バンド(8530s)，緑は ACS z バンド (24760s)，赤は WFC3 F140W(1212s) バンド右上図のサイズは 1.5“x1.5”

最遠方銀河記録の更新！ z=7.213

http://subarutelescope.org/Pressrelease/2011/12/15/j_index.html

129.1 億光年の彼方、宇宙の「夜明け」にきらめく銀河を発見

プレスリリース(2011/12/15)






確認された「宇宙最遠方天体」の時代変化

復習

??

第 11 章 遠方銀河の性質と銀河の進化

Documents

第 11 章遠方銀河の性質と銀河の進化