(光赤天連シンポジウム@三鷹, 2013/8/6-7)	

将来プロジェクトで探る銀河•銀河団形成の最盛期（赤外線）	

（１＜z＜３）	

児玉 忠恭 （国立天文台）
小山佑世（国立天文台）、但木謙一（国立天文台）、林将央（東大宇宙線研）、
嶋川里澄（ハワイ観測所）、田中壱（ハワイ観測所）、田中賢幸（国立天文台）、他	
A galaxy cluster RXJ0152 at z=0.83 (Subaru/Suprime-Cam)

銀河形成最盛期： 1<z<3 (6>Tuniv(Gyr)>2)
宇宙における銀河やAGNの活動性がピーク！
大局的な星形成率	

QSOの個数密度	

Fan et al. (2006)
Hopkins and Beacom (2006)	

銀河団のRed Sequence や 銀河形態のHubble系列が発現しだす時代。
à 銀河の屋台骨が作られた、銀河形成＆進化史上、最も重要な時代！ 	

銀河形成最盛期（z~２）の研究における近年の目覚ましい進展の数々	
• Presence of Dusty Starbursts (SMGs, red HAEs)• Rapid Decline of Stellar Mass Density• Emergence of Red Sequence• Main Sequence of Star Forming Galaxies• Fundamental Metallicity Relation• Massive Compact Spheroids (red nuggets)• Cold Streams (in theory)• Turbulent, Clumpy, but Rotational Disk
• Gas Outflow (feedback)• High Ionization State Galaxies (strong [OIII] line)• などなど。。。

“Main Sequence” of Star Forming Galaxies at z~2	SFR vs. M* (ほぼ比例関係)。しかしscatter大。SMGなどは大きく上に逸脱。	

Daddi et al. (2007)	

12+log(O/H)

星形成銀河のMass-Metallicity関係

SDSS(z=0)sBzK(z~2)

z~2

Erb et al. (2006)
log Mstaror [NII] / Hα (N2index),
or [OIII] / [NII] (O3N2 index)
化学進化に見られる、ダウンサイジング的な銀河進化	Fundamental Metallicity Relation	

銀河の重元素量は、星質量だけでなく（mass-metallicity relation）、星形成率にも依存する。	

重元素量	

星形成率が高いものは、ガスが多く進化段階が若いため、化学進化があまり進んでいない。	

星質量	

Mannucci et al. (2010)	

スターバースト銀河 (high-sSFR; MSの上側に逸脱する銀河)
SFR(IR) / SFR (UV) が高い傾向
星形成バースト領域（銀河中心付近）がコンパクトでダスト吸収が強い。
マージャーの影響?	

Wuyts et al. (2011)	

!%"1)2&13"%#&$)(24#5#($56)7"1#"%#&$8)#$)%9()!:;<=>)?*"$(SFR−M*ダイアグラム上での、星形成効率（SFE）と分子ガスの割合	
COLDGASS project	
SDSS galaxies
IRAM 30-m	
SFE	

Saintonge et al. (2012)	

fgas	
SFE=SFR / Mgas	$%&$'()(%)"*+),-./-0
Main Sequenceからの距離の関数として、分子ガス割合も、星形成効率も、共に高くなる。	

physical Journal, 768:74 (22pp), 2013 May 1
PHIBSS z=2-3
PHIBSS z=1.5-1fmol gas = 1/(1+ (0.7 × sSFR) )t(depl)=0.7Gyr	

log(Mmol gas/M*)=0.68 (0.22) × log sSFR -1.0

1.0 fraction vs. sSFR	Gaslog(Mmol gas/M*)=log(tdepl× sSFR)

fmol gas

z=1.5 and 2.3	Clear correlation!
0.5
Depletion time scale~0.7Gyr
Need continuous gas supply!

0.5

0Main sequenceやFundamental metallicity relation-0.5の分散にはgas fractionの違いが大きく寄与（主要因？）-1.0

tdepl=0.7 Gyr

一方で分散もあり、
Tacconi et al.
0
SFE-1.0(mode)-0.5も寄与している
0
0.5
1
10
0.1
formation rate, sSFR = SFR/M∗ , and molecular gas fraction-1
fmol gas are related throughlog(sSFR)sSFR (Gyr )Left: correlation between specificrate (sSFR = 1
SFR/M∗ ) and molecular gas fraction, for the 50 PHIBSS z = 1–1.
Mstar
mol formation
gas
, (3)
f
=
=
gas
; + Magnelli et mol
al. 2012b:
filled black circles) and the z = 2–2.5 detections
arrows denoting possible correct−1 )(crossed red squares,
Tacconiet al. (2013)	
M
+
M
(1
+
[sSFR
×
t
]
8
mol
gas
∗
depl
ve is the best-fit relation of Equation (3) with a constant depletion timescale of 7 × 10 yr. Right: a different representation of the星形成銀河のMain Sequenceの環境依存性 @z=2

Hα-selected sample only

原始銀河団(PKS1138 at z~2)の星形成銀河は、フィールドと同じ“Main Sequence”に載る。
しかし、MS上での銀河の分布は異なり、
原始銀河団の方がより質量のが大きい（星形成率が高い）側に偏った分布をしている。
à 高密度領域での加速的な銀河形成を示唆

Koyama et al. (2013a)	
M*-dependent dust correction for Hα is applied.
(Garn & Best 2010)

PKS1138 member (z=2.16)	
Hα	

最近、遠方銀河(z>2)で[OIII]が強くなっているケースが報告されている(特に小質量銀河)。

[OIII]	

物理状態は？	
（重元素量が低い？密度が高い？AGNの寄与？他？）	
USS1558 member (z=2.53)	

[OIII]	

Deep MOIRCS spectroscopyof two proto-clusters at z>2	Shimakawa et al. (2013)	

Hα	

Massive, compact, spheroidal galaxies at z>2
	“red nuggets”	
Median stellar mass: 1.7×1011M☉
Median effective radius: 0.9 kpc
Sizes are x5 smaller, and densities are
2 orders higher than nearby ellipticals!

HST/NIC2
Keck/LGS-AO	
van Dokkum et al. (2008)

大質量銀河（M>1011M◉）のサイズと質量進化	
Mass growth	Size growth	re ~ M2 	

factor ~ 2 in total	factor ~ 4 at r>5kpc	
minor merger	~constant at r<5kpc	
major merger	

“Inside-out” growth!	

NEWFIRM medium-band survey	
van Dokkum et al. (2010)	

High-z Galaxy Anatomy (銀河解剖学)	
SINS/zC-SINF Survey

The Astrophysical Journal, 767:104 (13pp), 2013 April 20

IFU with AO	

Newman et al.

38 z~2.2 UV/optical selected SFGs	
Newman et al. (2013)	
See also Genzel et al. (many),
Foerster-Schreiber et al. (2009)	

Figure 2. Integrated Hα maps in AO mode (0.!! 2–0.!! 3 FWHM) of the 34 SFGs in our (AO) sample. The top two rows contain the dispersion-dominated SFGs (asdefined by the criterion (∆vgrad /(2 × σtot ))seeing ! 0.4 (Förster Schreiber et al. 2009), and the rest are rotation dominated. The maps were interpolated on a pixel scaleof 0.!! 025 and are all plotted on the same angular scale. The typical FWHM resolution is shown as a red circle. The dispersion-dominated galaxies tend to be morecompact than the rotation-dominated galaxies with the peak of their Hα emission in the center.
(A color version of this figure is available in the online journal.)Size, Clumpiness, Kinematics (rotation/random)… 	

The Astrophysical Journal, 767:104 (13pp), 2013 April 20

Newman et al.

AOの重要性	
Seeing-limitedでは、
beam smearingにより速度勾配を過小評価し、逆に速度分散を過大に評価してしまう傾向がある。

Figure 3. Top row, left to right: HST WFC3 (Law et al. 2012b) image, seeing-limited velocity field, and AO velocity field. Bottom row, left to right: Hα AO image,seeing-limited velocity dispersion field, and AO velocity dispersion field of Q1623-BX455 (Förster Schreiber et al. 2009). Much of the rotation apparent from the AO
velocity field is beam-smeared out with the seeing-limited data.
(A color version of this figure is available in the online journal.)

seeing-limited	

AO-assisted	The Astrophysical Journal, 767:104 (13pp), 2013 April 20

instrumental
resolution

vgrad/(2 tot)

1
0.5

2

10

1

rotation
dispersion

0.5

0.2

0.2

0.1

0.1

vrot/ 02

Newman et al.

1

0.1

0.5
5 10
2
5
0.5
1 field.
2 Bottom
5 row,
10left to right: Hα AO0.5
Figure 4. Top row, left to right: HST ACS
I-band1image,2seeing-limited
velocity field, andAO velocity
image,1seeing-limited
velocity dispersion field, and AO velocity dispersionRfield of
GMASS-2363 (Förster Schreiber et al.R
2009). (kpc)
(kpc)
R
(kpc)
1/2
1/2
1/2
(A color version of this figure is available in the online journal.)

10
Newman et al.
(2013)	

Clumpy Structure is Common~40% of HAEs at z~2 show clumpy (or merger) structures
HST images (V606,I814,H160) from the CANDELS survey
less massive clumpy galaxies（Mstar<1010M◉）	
0.8
0.9

0.6

massive clumpy galaxies（Mstar=1010-11M◉）	

0.8
0.7

0.5

0.9

1.2
2.2

1.7

1.0
1.6

1.9

2.0

0.7
0.9

0.5
0.6

0.4
0.6

0.4

0.2

1.1
1.7
1.4

colours (I814-H160) of individual clumps are shown with red numbers

1.0

1.3
1.8

0.9
2.0

Tadaki et al. (2013b)

Cold streamなどで供給された多量のガスが重力不安定を起こしクランプに分裂した？
重いクランプ銀河は、中心に赤いクランプを持つ（MIPSで検出される）傾向があり、星形成バーストを伴い、バルジの形成と関係している可能性がある。

Two Channels for Formation of Massive Quiescent Galaxies	
EARLY-TRACK
wet major mergerz>2

blue nugget
SF quenchingby rapid process

LATE-TRACK

Barro+13	

smooth accretionclumpy disk

Clump migrationz~2
red nugget
dry minor merger

dusty, old bulge?
SF quenchingby slow process

z=0

LATE-TRACKEARLY-TRACK

slow rotator

fast rotator

classical bulge	

pseudo bulge	Cappellari+13	

Tadaki et al. (2013b)	

今後の課題	
形成最盛期にある銀河の、形態獲得、星形成、AGN、フィードバックが、	
「いつ」、「どこで」、「どのように」起き、どう「相互に関連」しているのか？

• バルジ形成の謎。クランプ移動か、銀河の合体か？
• 銀河形成（星形成）のモード？継続的進化とバースト・フェーズの相対寄与は？
• 星やガスの内部運動は？形態獲得との関係は？
• 星形成活動とAGN活動とのリンクおよびフィードバック？
• 銀河のIMFは？時間変化？モード依存性？
• 遠方（特に低質量）銀河の物理状態？（[OIII]が強い理由）• これら全ての環境と質量への依存性は？その理由は？

２つの方向性	• 銀河形成最盛期(1<z<3)の銀河を解剖し、銀河形成に伴う物理過程を、直接かつ詳細に探る。
à GLAO (ULTIMATE-Subaru), TMT, ALMA, JWST

• より遠方の、星質量限界サンプルと星形成率限界サンプルを構築し、銀河形成のより初期段階を探る。
à TAO (SWIMS), WISH, SPICA, JWSTResolving power and FoV of our facilities	
Subaru+AO188
0.06-0.1”@2µm (~0.5-1kpc @z>1), 1 arcmin (FoV)
Subaru+GLAO
0.2” @2µm (~1.5kpc),

15 arcmin	

JWST0.05” @2µm (~0.5kpc),

3 arcmin	

TMT+AO
0.015” @2µm (~0.1kpc),

15 arcsec	

ALMA
0.01-0.1”@Submm-mm (0.1-1kpc), 10arcsec-1arcmin

Galaxy Anatomy at z~2
Galaxy mergers?

Tidal signatures? Nucleated dusty SB? AGN?
Disordered kinematics? Central outflow?

Clump migration?

SF clumps? Ordinary rotating disk?
Outflows from clumps?

Secular evolution?

Exponential disk-wide star formation?
Well-ordered rotational disk?

Space or AO imaging (BB+NB)
Morphology, Size, SF regions, AGN 	IFU+A0Kinematics, Outflows, Chemics, AGN
ALMA
Gas distribution, SF mode, Kinematics	
SINS	

SFR
M*
（rest-R）	
 （Hα）	
Subaru (0.7”)	

SFR-like
M*-like(rest-UV)	
 (rest-B)	
HST (0.1-0.2”)	

“GANBA-Subaru”

Galaxy Anatomy with
Narrow-Band A0-imaging
with Subaru	
NB(Hα) + AO imaging (0.1”)
with IRCS/Subaru on our
Mahalo-Subaru sample
with the same set of NB filtersà True spatial distributions of
SFR and M*	

SXDF-UDS-CANDELS Field(HAEs at z~2.2, 2.5)	
Tadaki et al. (2013b)	

ULTIMATE-Subaru: Ground-Layer AO System	
High resolution (0.2”) and Wide-field (15’)
NIR: Narrow-band imaging and Multi-object spectroscopy	OH夜光谷間の狭帯域撮像では、JWSTに勝つ！（視野２０倍）	

Lyα emitters at z=8-10
andspatially resolved
Hα, [OIII] emitters at 1<z<3.5	

TMTの役割	
大集光力 と 高い空間解像度	（すばるの13倍） （0.015”@2µm）	
			

すばるに比べ、点源に対して、約3等級、広がった天体に対して、約1.5等級、深くなる。

0.015”@2µm ⇔ ~0.1-0.12kpc @z>1	
TMTは銀河内の星や電離ガスをこの解像度で分解可能。
ちょうどALMA（分子ガスやダスト）の解像度と同程度！	

Gas outflows from clumpy galaxies(feedback in action)
Hα line profile	blue wing = outflow	
Genzel et al. (2011)	
Gas outflow from the star-bursting clump-B (~500km/s)

どういう質量の銀河で、どこでどのようなフィードバックが見られるか？星形成 or AGN?	
TMTでは普通の銀河（L*）を、空間的＆速度的に解剖できるようになる！	

Detection of cold streams?
(gas INFLOW)	
An efficient mechanism to supply cold gas
to form massive galaxies at early epoch.	
観測的な確たる証拠はまだない！	

320 kpc	
Dekel et al. (2009, Nature)	
Goerdt et al. (2010)	

10 kpc	An example of an OUTflow seen by the
associated absorbers at the front side.
Try to search for REDSHIFTED absorbers!

銀河内部の星形成マップや化学進化から、星形成の伝搬（中心バースト?inside-out?）やガスの流入（cold-stream?）を探る	
2D map of line ratios(metallicity indicators)
such as[OIII]/Hβ and [NII]/Hα

VLT/SINFONI	
Cresci et al. (2010)	
see also
Jones et al (2010)
with Keck2/OSIRIS	

Lower metallicity at the center à Dilution by (almost) metal-free cold streams?	

Continuum, absorption lines of red galaxies at z~2	星の年齢や重元素量を個々の銀河レベルで測定する。	
Hβλ4861	

Mg
λ5172	

Spectrum and HST images of 1255-0 at z = 2.186.
van Dokkum et al. Nature 460, 717-719 (2009)

GNIRS on Gemini-S, 29 hrs	K=19.26 (Vega)
M*=2×1011M☉	à 2hrs exposure with TMT !	

SWIMS-18 Survey (TAO & Subaru)	
基盤‫・ׇ‬Ｂ（一般）‐５

２バンド同時観測＆広視野＆大量観測時間の特長を生かして、研究計画・方法（つづき）
銀河形成最盛期の超多色（18フィルター）＆広域（１平方度）撮像サーベイを行う。
表 １ ： 近 赤 外 装 置 SWIMS の 撮 像 フ ィ ル タ ー Narrow-BandMedium-BandBroad-Band
Bandλ0(μm)FWHM(μm)Bandλ(μm)λ0(μm)FWHM(μm)Bandλ(μm)λ0(μm)FWHM(μm)
NB12441.2440.012Y1.00-1.101.050.10J1.17-1.331.250.16
※	
 NB12611.2610.012J11.11-1.231.170.12H1.48-1.781.630.30
NB16301.6300.016J21.23-1.351.290.12Ks1.99-2.302.150.30
NB16531.6530.016H11.44-1.561.500.12

NB21372.1370.021H21.56-1.681.620.12
図
１
：狭
帯
域
フ
ィ
ル
タ
ー
(６
枚
)の
波
長
透
過
特
性

図
２
：[上
図
]星
形
成
銀
河
(z=1.674)のス
ペク
NB21672.1670.021H31.68-1.801.740.12
と OH 夜 光 輝 線 (ノ イ ズ )の 強 度 。上図は拡大図。 ト ル 例 。２枚の狭帯域フィルターが Hαと HβK11.96-2.102.030.14
⊿z(phot) / (1+z) < 0.02
フィルターの透過波長が強い夜光輝線を避ける
 輝線を同時に捕えている。[下 図 ]中 間 帯 域 フ ようにK22.10-2.242.170.14
※ HST F126N
1.259 0.015	
z>3.5のサンプル	
設計されている。J,H,K
バンドそれぞ  ィ ル タ ー (９ 枚 )と 広 帯 域 フ ィ ル ター (３ 枚 )の            K32.24-2.382.310.14
れ２枚ずつあり、J と H、H と K の１枚ずつが、  透 過 波 長 特 性 。blue と red の波長域のフィルそれぞれHβと Hαとのペア(4 組)となっている。 ターを１枚ずつ、計２枚を同時に観測できる。

表 ２ ： 狭 帯 域 フ ィ ル タ ー が 捕 え る 赤 方 偏 移 。   表 ３ ：２枚同時観測の組み合わせと積分時間。
(斜字は本提案が主に対象とする３つの赤方偏  blue と red を同時に観測することで所要時間
移 z〜 0.9,1.5,2.3)。NB1244 と NB1261 は を半分にできる。一 視 野 当 た り 、 18 バ ン ド 全 
銀河団 CL1604(z=0.895,0.920)の Hαも狙える  て の 観 測 を 完 了 す る の に 要 す る 時 間 は 25 時 間                        程 度 （積分時間 22.5 時間＋オーバーヘッド）。
z(Hα)z(Hβ)z(OIII)z(OII)z(Paα)blue チ ャ ン ネ ル red チ ャ ン ネ ル 
NB12440.8951.484 1.5592.337NB1244(6h)NB1630(3h),NB2137(3h)
NB12610.9221.5191.5952.384NB1261(6h)NB1653(3h),NB2167(3h)
NB16301.4842.256 2.354Y(3h)H1(2h),K1(1h)
NB16531.5192.302 2.401J1(3h)H2(2h),K2(1h)

NB21372.256 0.140J2(3h)H3(2h),K3(1h)
図１：狭帯域フィルター(６枚)の波長透過特性 図２：[上図]星形成銀河(z=1.674)のスペク
NB21672.3020.156J(1.5h)H(1h),Ks(0.5h)
と OH 夜光輝線(ノイズ)の強度。上図は拡大図。 トル例。２枚の狭帯域フィルターが Hαと Hβフィルターの透過波長が強い夜光輝線を避ける  輝線を同時に捕えている。[下 図 ]中 間 帯 域 フ ように

図 １ ：狭 帯 域 フ ィ ル タ ー (６ 枚 )の 波 長 透 過 特 性  図 ２ ：[上 図 ]星 形 成 銀 河 (z=1.674)の ス ペ ク と OH 夜 光 輝 線 (ノ イ ズ )の 強 度 。上図は拡大図。 ト ル 例 。２枚の狭帯域フィルターが Hαと Hβ
フィルターの透過波長が強い夜光輝線を避ける  輝線を同時に捕えている。[下 図 ]中 間 帯 域 フ ように
Target redshifts for line emitters (NB)	
設計されている。J,H,K バンドそれぞ  ィ ル タ ー (９ 枚 )と 広 帯 域 フ ィ ル タ ー (３ 枚 )の        
A super-cluster	
れ２枚ずつあり、J と H、H と K の１枚ずつが、  透 過 波 長 特 性 。blue と red の波長域のフィルそれぞれ※	※ CL1604+4304(z=0.895) 	
Hβと Hαとのペア(4 組)となっている。
ターを１枚ずつ、計２枚を同時に観測できる。
※ CL1604+4321(z=0.920) 	
※	


SWIMS-18 NB emitters survey (z=0.9, 1.5, 2.5, 3.3)

表 ２ ： 狭 帯 域 フ ィ ル タ ー が 捕 え る 赤 方 偏 移 。   表 ３ ：２枚同時観測の組み合わせと積分時間。
(斜字は本提案が主に対象とする３つの赤方偏  blue と red を同時に観測することで所要時間
移 z〜 0.9,1.5,2.3)。NB1244 と NB1261 は を半分にできる。一 視 野 当 た り 、 18 バ ン ド 全 
銀河団 CL1604(z=0.895,0.920)の Hαも狙える  て の 観 測 を 完 了 す る の に 要 す る 時 間 は 25 時 間                        程 度 （積分時間 22.5 時間＋オーバーヘッド）。

For Subaru ( x1.6 for TAO)	
独創的なアイデア！	
z(Hα)z(Hβ)z(OIII)z(OII)z(Paα)blue
チ ャ ン ネ ル red チ ャ ン ネ ル Dual Emitters (Hα and [OIII])	


NB12440.8951.484 1.5592.337NB1244(6h)NB1630(3h),NB2137(3h)
NB12610.9221.5191.5952.384NB1261(6h)NB1653(3h),NB2167(3h)
NB16301.4842.256 2.354Y(3h)H1(2h),K1(1h)
NB16531.5192.302 2.401J1(3h)H2(2h),K2(1h)
NB21372.256 0.140J2(3h)H3(2h),K3(1h)
NB21672.3020.156J(1.5h)H(1h),Ks(0.5h)
~25 hrs / FoV including overheads (40 hrs for TAO)	
研究機関名 国立天文台
研究代表者氏名 児玉 忠恭

M* = 1010M◉ (z=1.5), 1011M◉ (z=4)	
SFR (Hα) = 3, 10, 30 M◉/yr (z=0.9, 1.5, 2.5)
(1 mag extinction assumed)

WISH-7 Survey
	
７平方度のBB+NBサーベイ for 1.5<z<86時間積分（5σ）, 1等吸収補正	

NB
FilterWavelength

NB01-04	

2.19	

2.33
3.37 ([OIII])	

7
50	

~1500
(~10)	

2.86	

3.37

~20	

~200	

3.35	

4.11
5.7 ([OIII])	

~30
~210	

~150	

NB01-05	

4.41	

5.7	

90	

~20	

NB01-06	

4.97	

6.6	

250	

??	

(µm)	

Redshift(Hα)	

Number /SFR
FoV	(Msun/yr)	

これまでの主にHαによる z~2.5 までの研究を一気に z~６ にまで拡張する！	

SPICA	
低いバックグラウンド、高い空間分解能、長波長域（星質量とダスト放射）	

z>4の星質量限界サンプルの構築
z>2のダストに隠された星形成＆AGN活動（主コンポーネント！）
Blendingの大幅改善• 5-10µm continuumà Stellar mass (M*)(1-2)×109 M☉ to z~5• PAH feature (e.g. 7.7µm)
à Dust (SFR)
10M☉/yr at z〜3 at 30 µm (PAH)• Hα, [NeII] linesà HII region (SFR)
	
 	
 	
 	
 100? M☉/yr at z〜6.6 at 5 µm (Hα)
10 M☉/yr at z〜2.2 at 40 µm (NeII)• [OIV] / [NeII]à AGN/SB (fAGN)

Koyama et al. (2013)	

まとめ	
銀河形成を解剖する• AO： 空間分解されたHαマップ、IFU• GLAO (ULTIMATE-Subaru)： 「圧統計的」AOサンプル• TMT： 銀河解剖(IFU)の真骨頂！
• ALMA： ガス分布、ダスト放射の空間分解
より遠方（銀河形成初期）へ• TAO-SWIMS18： Hα+[OIII] dual エミッター、z=4.5までB-break• WISH (WISH-Lucky7)： Hαをz~6まで拡張、M*をz~8まで• SPICA： ダストに隠された星形成活動@z>2