HST/WFC3-­‐SUBARU/MOIRCS	  赤外線撮像データを用いた
GOODS-­‐N領域における銀河の形態進化の調査	  森下貴弘1、市川隆1、鍛冶澤賢2	  1.東北大学大学院理学研究科天文学専攻 ２．愛媛大学宇宙進化研究センター 		
Abstract	  近年リリースされたHST/WFC3による赤外線データを用い、z~0.5-­‐3.0の銀河の進化を星形成が活発な青い銀河（SFGs）と星形成を終えた赤い銀河（QGs）に分けてそれぞれ調査した。Sersic	  proﬁleによる表面輝度フィッティングをし、その赤方偏移に対する大きさと形の進化の違いを調査した。その際、それらの測定誤差を徹底的に調査し、結果にバイアスが出ない方法を採用した。	  
大きさ（re）はSFGsが2.3倍の進化であるのに対し、QGsは3.6倍進化しており、近年の観測と一致している。また、形の指標であるSersic	  Index	  nはSFGsでは進化がないのに対し（n~1）、大質量QGsでは進化している（n~2@z~2-­‐3;	  n~4@z~0.5）ことが分かった。さらに、non-­‐parametricな半径とreとの間のバイアスを考察することにより、この進化を検証した。	  
以上より、観測されるSFGsは個々の銀河内部での進化を主としているのに対し、大質量QGsはMergerにより形を大きく変化させながら進化していることが言える。これは、QGsはhigh-­‐z（~2-­‐3）ではSFGsが星形成を止めたものであるのに対し、z~2以降は主にQGs同士によるMinor	  Mergerにより楕円の形をしたQGsになるというシナリオによって説明できる。	  

1.Introduc?on	  赤方偏移z~1-­‐3の時代は、宇宙の激進化期と呼ばれ銀河の大きさや形が大きく進化していると考えられてきた。特に星形成を終えた銀河についての観測では、その大きさが近傍の同じ質量のものと比べると３−５倍も小さいことが分かってきた（van	  Dokkum+08他）。その進化シナリオとして最も支持されているものとしてMinor	  Mergerが挙げられ、少しの質量の変化でも大きさが顕著に進化することが分かっている。さらに、近年の大量のサンプルを用いた進化の調査では、z~3から近傍にかけてQGsの進化が２つのモードから成っているというシナリオが提唱されている（Barro+13他）。	  
n)2.50.5)z)0.75

MODS-CANDELS sample
0.01

120.1
1sSFR [Gyr]n>2.52.Data	  (Fig.1)	  16m

131002.1.HST/WFC3	  IR	  CANDELSのうち、F125W(J),F160W(H)のGOODS-­‐N領域における
98撮像データ。FWHM(F125W)~0.”15,	  FWHM(F160W)~0.”18	  7
2.2.MOIRCS/SUBARU	  80MOIRCS	  Deep	  Suvey（K~25;	  5σ）カタログを用い、赤方偏移、星60
質量、星形成率などを利用。	  
40 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5z
V-J (AB mag)
また、静止波長でのU,V,Jを用い、星形成を終えた銀河（QGs）とFig.1（左）：MODSとCANDELSのサンプル。色はSExtractorによる等級を表している。下段はコンプリートネスを示したもの。	  
Fig.2（中）：Williams+10に従ったColor	  Selecjon。各赤方偏移のビンで左上に属するものがQGs、それ以外はSFGs。色は 星形成銀河（SFGs）を分類した（Fig.2）。Dusty	  SFGsがQGsに分星形成率（speciﬁc	  Star-­‐formajon	  Rates）を表す。☓印はMips	  24μmによる検出天体。	  
類される可能性があるので、QGsのうちMips	  24μm検出された
Fig.3（右）：GALFITによる人工銀河の解析。人工銀河は実際のモザイク画像中にランダムに埋め込まれた。各パラメーものは除いた。	  
タについて、HAUTO~25（等）までバイアスの無い結果が導ける。	  
10.5

Completeness (%)

21.25<z)1.5

1.5<z)2.02.0<z)2.52.5<z)3.0

1.5

KAUTO,MODS)25
HAUTO,CAND)26
HAUTO,CAND)25
HAUTO,CAND)24
HAUTO,CAND)23

10.5
2
1.5
10.5
-0.5

00.5

11.5

200.5

11.5

2

2

10

10
2
10-120

22

24

26

28

20

HAUTO (mag)

2224

26

28

re,star/re,TinyTim

3.Analysis	  3.1.Size	  Measurement	  GALFIT(Peng+02)	  packageによる銀河表面輝度のSersic	  Proﬁleフィッティング。	  	  (1)	  このフィッティングに関して、どの等級までバイアスのない結果を導くかを人工銀河を使って検証する。様々なSersic	  Proﬁleを持つ銀河をF160Wにランダムに埋め込み、SExtractor（Berjn&Arnouts	  96）で検出し、フィッティングする。その結果を見ると（Fig.3）、HAUTO~25等までバイアスのない結果が導出できた。	  
また、GALFITはPSF	  Convolujonを考慮してフィッティングをするが、どのようなPSFを使うかによって結果が大きく違ってしまう。先行研究ではモザイク画像中の星をスタックすることでPSFを作る。また、HSTでの撮像にはTinyTim	  code(Krist	  95)を使ったシミュレーションによりPSFが計算されるが、これには画像処理上のDrizzleの効果が考慮されていない。TinyTim	  PSFをサイエンス画像と同じ方法によりDrizzleしたものをPSFとして採用し、二種類のPSFを比較すると、reには違いは見られないが、nには違いが見られた（Fig.4）。これは、前者のPSFはモザイク中の星をスタックする際に、十分な星を用意できないことで星の中心のズレやノイズの寄与が大きくなってしまうためだと考えられる。本研究では利用できる星が少ないことからDrizzleしたTinyTim	  PSFを用いて解析を進める。	  
108642

M*cor*1010.5M!

1086QGs
SFGs 4
G09 2

10.5

Table.1	  M*cor*1010.5M!

nlog re (kpc)00
M*cor<1010.5M!

10.5
0

<QGs>
<SFGs>10<G09,E> 8<G09,L>
6QGs Fit
SFGs Fit 4

M*cor<1010.5M!

200.5

1

1.5

4.Result	  z

2

2.5

30.5

11.5z

22.5

3

QGs
SFGs
<QGs>
<SFGs>QGs Fit
SFGs Fit

Sample	 	Number	αre	αn	QGs	 All	216 	
0.84 1.15	 		
Massive	
152 	
1.30 1.33	 		
LessMassive	
61 -0.10	
0.67	 	SFGs	 All	829 	
0.75 0.30	 		
Massive	273 	
0.84 0.42	 		
LessMassive	 556 	
0.66 0.21	 	

1<SFGs><QGs><SFGs><QGs>

0.1

SFGs z)1.8
SFGs z>1.8
QGs z)1.8
QGs z>1.8

18202224
mTinyTim26z)1.8
z>1.81128810 00.2

No Convolution Model

0.4

b/a

0.6

0.8

11All Sample

No Convolution Model

00.1
Convolution+Sky Model

Convolution+Sky Model10

M*cor*1010.5M!

10M*cor<1010.5M!

1100.20.4103.2.Color	  Diﬀerence	  	  波長の違いによってreがどのように変わるかを検証した。	  
F125W(λRest~5000Å@z~1.5)とF160W(λRest~6400Å@z~1.5)
ではre,nともに違いが見られないことを確認した（Fig.5）。
本研究の銀河のサンプルはF160Wのイメージを使う。これにより、画像ごとのPSFやノイズの違いに影響を受けることなく、一貫した解析結果を得ることができる。	  

10.1

re,H (kpc)

Fig.4（左）：DrizzleしたTinyTim	  PSFとモザイク中の星を使った結果の比較。reに関してはバイアスは生じないが、nはTinyTimの結果の方が小さく出る。色はQGs（赤）,SFGs（青）を表している。	  
Fig.5（右）：F125WとF160Wに共通する銀河のreの比較。大きなオフセットは見られず、本研究では全ての赤方偏移の銀河に対しF160Wを使った。	  

Fig.6a（左）：SFGs,QGsのreの赤方偏移における変化。上中下のパネルは質量ごとに分けたもの。太線はre∝(z+1)-­‐αでフィッティングしたもの。SDSSによる近傍銀河がz~0にプロットしてある。	  
Fig.6b（右）：Fig.6aのreをnにしたもの。	  
0246nAll Sample

110r50/re

All Sampler50/re

10.5SFGs
QGs

10nstar/nTinyTim	  10.1	  Σ(r)=Σ0exp[-­‐b(n)((r/re)1/n-­‐1)]

1010re,J (kpc)

U-V (AB mag)

1.52re,J / re,H1.0<z)1.25

log re (kpc)

100.75<z)1.06 re / re,input

logM* (M!)

26b/a / b/ainput 6n / ninput-1MIPS 24µm detection

110.6b/a0.81246n8100.5

11.5z22.53re,H QGs Fitre,H SFGs Fitr50,K QGs Fitr50,K SFGs Fit

Fig.7a（左）：convolujon無し（上段）、有り（下段）の人工銀河を用い、n,b/aの依存性を検証した。	  
Fig.7b（右）：reとr50のベストフィットの比較。r50を使った解析ではどの銀河でも進化が見られなかったが、re（本研究）ではQGs,SFGsともに進化が見られる。	  

以上の解析方法を使うことにより、QGs,SFGsごとにre,nがzに対してどのように進化していくかを求めたものがFig.6a,bにある。re,n∝(1+z)-­‐αでフィットしたαの値をTable	  1に示す。先行研究と同じように、z~0.5-­‐3.0でSFGsのreが~2.3倍の進化であるのに対し、QGsは~3.6倍と大きく進化しているのが分かる。また、nの変化を見たところ、SFGsは進化がないが、QGsは進化していることが分かる。これは、z~2-­‐3ではSFGsは星形成を終え、形をそのままにしてQGsに移行し、z~2以降では主に星形成を終えた銀河（gas-­‐poor）がMergerを頻繁に起こすことにより、形を楕円に変えながら進化しているとシナリオを考えることができる。一方でSFGsはMergerを起こしてもガスがあるために、再びディスク型になることが予想できる。	  
さらに、銀河のサイズの計測方法をSExtractorの半光度半径（r50）にしてその進化を見たところ、reとは異なる進化が見られた。これは計測方法（parametric,	  non-­‐parametric）による違いで、その違いをモデル銀河を用いて検証したところ、主にnと軸比	  b/aに依存することが分かった（Fig.7a）。r50を使った先行研究（Ichikawa+12;	  Fig.7b）と比較し、それぞれのバイアスを考えることで銀河がどのように形を変えてきたのかを議論することができる。
本研究ではb/aはどのタイプの銀河についても進化は見られなかった（図略）。これはFig.7aの矢印のような進化（b/a一定でn↑）を考えることで２つの半径での進化の違いが説明できる。しかしながら、本研究あるいは類似した先行研究ではEdge-­‐on	  spiralや楕円銀河のInclinajonを十分に考慮してなく、銀河の場所ごとにOpacityを考慮したフィッティングを元に、銀河の進化を考える必要がある。