「初代天体・再電離」班	  議論の報告	

メンバー	  井上昭雄、大内正己（班長）、小野宜昭、長峯健太郎、松田有一	

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銀河/銀河団（２班合同で検討）	  初代天体/再電離班と銀河進化班	
天体の誕生	  –

•宇宙再電離の起源	  –•Reioniza6on	  history	  and	  sources	  星形成と質量集積の歴史(WISH)	  	  –––––––•First	  stars/galaxy/SMBH	  seed	  forma6on:	  when	  and	  what 	  SFR	  and	  SMD	  history	  	  Merger	  Milkyway+M31	  -­‐>	  Milkomeda	  Central	  &	  satellite	  galaxy	  interac6ons	  	  Gas	  consump6on	  and	  star-­‐forma6on	  Stellar	  absorp6on	  with	  Mg2/Fe2	  IMF:	  fundamental	  plane	  DH	  SF/SM	  rela6on.	  HOD	  +structure	  forma6on?	  

銀河形成進化の動的過程(SPICA,TMT)	  –––Quenching	  process	  (halo	  quenching,	  morphological	  quenching).	  Quenching-­‐>low	  sSFR.	  Gas	  	  Merger	  eﬀects.	  MS	  star-­‐forma6on	  rela6ve	  contribu6on	  Inﬂow	  and	  Ou\low	  (AGN/SN	  feedback;	  incl.	  co-­‐evolu6on)	  •
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UV-­‐LF	  faint	  &	  MF	  low-­‐mass	  end	  Cold	  stream	  exists?	  →	  Tomography	  (absorp6on	  lines)	  Gas	  cooling	  What	  determines	  SF	  main	  sequence	  (dM/dt	  /	  M)?	  FMZ	  rela6on?	  
Star-­‐forma6on	  physics/SF	  main	  sequence?	  
Method:	  spa6ally	  resolved	  dynamics/	  AGN	  luminosity/SFR	  and	  velocity	  (mass	  loading	  factor	  -­‐>	  quenching?)	  	  gas.	  
HI	  gas	  amount	  Environment/local	  density	  aﬀec6ng	  Inﬂow	  Chemical	  evolu6on/FMZ	  evolu6on?	  Abundance	  paeern.	  	  銀河基本構造の獲得(JWST)	  ––––

Distribu6on	  and	  dynamics	  of	  DH	  (clustering/lensing),	  gas,	  and	  stars	  disk	  and	  ellip6cal	  galaxy	  forma6on	  ()	  	  Clumpy	  galaxy	  -­‐>	  disk/ellip6cal	  method:	  IFS	  absorp6on	  	  Fundamental	  plane/TF	  rela6on	  合同議論１	  クエーサー班	
• 再電離のプローブとしてのQSO	  – GP	  test	  – Lya	  damping	  wing	  Faint	  AGN/more	  dense	  sampling	  松岡さんのテキスト→初代天体／再電離の章	  • SMBHの起源	  	  – High-­‐zでの観測は107MoのSMBHまで	  – Seed	  blackholeは？	  

• 初代天体／再電離の章でpopIII/direct	  collapseにmen6onしてクエーサーの章を参照。	  
• クエーサーの章では種がpopIIIであったかどうかについて説明して、初代天体／再電離の章を参照。	  	  合同議論２	  銀河系/局所銀河班と恒星物理班	  	• 初代星の議論	  – First	  starのシミュレーション	  – Extremely	  metal	  poor	  (EMP)	  stars→	  IMFへの制限	  これら２つは一緒に議論。テキストの位置は今後検討	  • 超光度超新星	  →恒星物理班の文章で議論する。これを参照。 	  
– Pair	  instability	  SN	  – 100Mo	  star	  core	  collapse	  – Mass	  loss	  of	  10Mo	  gas,	  >10Mo	  star	  core	  collapse	  – Magnetar 	  合同議論３	  銀河系/局所銀河班	  	• 新しい研究トピック？	  

– 球状星団の起源を探る	  • 球状星団の起源：~12-­‐13Gyrの年齢。10-­‐2Zo	  – z~6の暗い”銀河”を空間分解すると星団に分解できるのでは？球状星団と矮小銀河はどう見分ける？（feasibilityを含め要検討）	  • 矮小銀河と星団の関係	  – 星団は金属組成と年齢がほぼ同じ。DM無し。	  
– 矮小銀河は金属量／年齢が様々。DMがある。	  合同議論４	  銀河系/局所銀河班	
• 近傍矮小銀河の星種族から宇宙の再電離源に制限	  – 矮小銀河が電離源のmajor	  sourceになるか？	  
– 矮小銀河の星形成が再電離(UV	  BG)で止まったかどうか？	  
– 矮小銀河のサンプルが少ない→LSSTで増やす	  • ただし、サンプルを増やしてbreakthroughは本当にあるのか？	  

– 手法とフィジビリティーなどは課題	  – High-­‐z	  銀河の光度関数の暗い側がへたる効果として見えるのでは？→現状では見えていない。何故か？	  
• Bubbleの中でのUV	  background→局所銀河群だけでdwarf	  gal	  SFがsuppress.	  

• 以上の内容は再電離班と銀河系/局所銀河班で両方で書く（相互参照）	  	  手薄だった課題への協力	
1)	  GRBの起源	  – 米徳さんが当班に加わって議論＋テキストの提供	  2)	  宇宙近赤外線背景放射で探る初代天体	  – 暗くて点源として分解できない成分。popIIIなど。	  
– 銀河のclusteringでは説明できない大きな揺らぎが検出されている	  • 初代星？	  
• 揺らぎの波長別のpower	  spectrumを求める→銀河のSED	  (popIII/foreground成分分離)で説明できるか？	  
• 放射スペクトルそのものの強度（foregroundを引く）	  	  松浦さんが初代天体／再電離の章の一部を書く	  →初代天体／再電離の章の中にうまく入れる。