2015.06.04 銀河進化研究会 @ 名古屋大学[OIII]輝線銀河で探る最盛期以前の銀河形成
鈴木 智子 (総研大)!
児玉忠恭 (国立天文台)、但木謙一 (MPE)、林将央 (国立天文台)、小山佑世、田中壱、美濃和陽典 (ハワイ観測所)、嶋川里澄、山元萌黄 (総研大)Background◎ 最盛期以前の銀河形成を探る− 銀河形成最盛期(1 < z < 3) をさらに遡る → 最盛期に至る時代の銀河形成を明らかにする!

− [OIII]輝線 (5007Å) を指標として用いる ( z~3.7 まで地上から観測可能 )Hα輝線はz~2.5までしか到達できない。

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★ 遠方の星形成銀河は強い[OIII]輝線を示す傾向。
★ 紫外線よりはダスト減光の影響を受けにくい。
[OIII]

HαHα[OIII]▲ Redshift evolution of SFR densityfrom Hopkins and Beacom 2006

▲ The spectra of the KBSS galaxies from Steidel et al. 2015

Mahalo-Subaru◎ MApping HAlpha and Lines of Oxygen with Subaru (PI: T. Kodama)- Subaru / Suprime-Cam and MOIRCS による挟帯域フィルター撮像観測- 多様な環境・時代における輝線銀河のサンプルを構築

z<1clustersz ~ 1.5clusters
z>2
proto-clustersz>2
general fields
SXDF-CANDELS: Hα emitter @ z=2.19, 2.53 / [OIII] emitter @ z=3.17, 3.62

Emitter Survey in the SXDF-UDS-CANDELS field
Tadaki et al. 2013!

- Survey area : ~ 90 arcmin2 ( For each NB filter )- Hα @ z=2.19, 2.53 / [OIII] @ z=3.17, 3.62

NB209

NB2315

WFCAM/K

NB survey region

Multi-wavelength Data
CFHT/MegaCamU
Subaru/Suprime-Cam BVRiz
VLT/HAWK-IYKs
UKIRT/WFCAM
JHK
Spitzer/IRAC
3.6, 4.5, 5.8, 8.0 μm
Spitzer/MIPS
24 μm+ High resolution images of HST
Galametz et al. 2013

How to select [OIII] emission line galaxies at z > 3(a)(a) Select NB excess galaxies!

: Color-magnitude diagram(b) Redshift separation by BB colors!

: Color-color diagram!

(b)→ 4000Å break を捉えることで分離→ 34 [OIII] emitter candidates!
[OIII] @ z=3.2★ AGN contribution ??
− X線カタログ (XMM-Newton)→ 無し：明るい unobscured AGNはなし
Other lines
such asHα @ z=2.2!

− Spitzer/MIPS (24µm)→ 3天体：warm dust around AGN
or dusty starburst ???

Stellar mass - Size relation :Two emitter samples at different epochs[OIII] emitters @ z=3.2, 3.6
and Hα emitter @ z=2.2, 2.5 in SXDF

・サイズ：
HSTの画像から半光度半径の見積もり(H-band image for [OIII] emitters,
J-band image for Hα emitters)

Mass-Size relation from 3D-HST
CANDELS sample with photometric+ spectroscopic redshifts
late-type galaxies @ z~2.75
early-type galaxies @ z~2.75(van der Wel et al. 2014)

Stellar mass - SFR relation :Two emitter samples at different epochs[OIII] emitters @ z=3.2, 3.6
and Hα emitter @ z=2.2, 2.5 in SXDF

◎ 星形成銀河の “Main sequence”!
・ 星質量 : SED fitting から!
・ 星形成率 :- 紫外線光度から見積もる- SED fittingの結果をもとにダスト減光を補正

Best fitted line of Hα emitters

Stellar mass - SFR relation :Different distributions on the main sequence[OIII] emitters @ z=3.2, 3.6
and Hα emitter @ z=2.2, 2.5 in SXDF
Stellar Mass

Number※Arbitraryscale

SFRUVBest fitted line of Hα emitters[OIII] emitters at z > 3!
: Hα emitters と比較して低星質量側低星形成率側に偏って分布ふたつの解釈!
- z=3.2 から2.2にかけての銀河の進化!
- 異なる輝線を指標としていることによる選択効果

Evolution of galaxies from z=3.2, 3.6 to z=2.2, 2.5◎ 星質量の分布が銀河の進化を反映していると仮定
星形成主系列の位置はふたつの時代でほぼ差が見られない。
：z=3.2から2.2にかけて銀河は同じsequenceに沿って進化すると考える。

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→ この期間に銀河はどう成長するのか??

Stellar Mass

SFRUV- Main sequence- Mass growth with time

※ R: return mass fraction

Accelerated galaxy growth toward the peak epoch− 星質量が非常に大きく成長する：z=3.2からz=2.2の 1 Gyr の間に星質量が2-10倍も増加。

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− この仮定の下だと、星形成率も同じく増加。

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→ z > 3からz~2にかけて銀河の星形成活動は加速度的に活発になる。
Mass growth with time
Stellar MassSFRUV

1011 Msun
1010 Msun× 2× 3× 10

109 Msunz=3.2(3.6)

z=2.2(2.5)

Or selection effects ??
◎ [OIII]輝線を指標として用いることによる影響：HiZELS (NB survey) sampleを用いて現在検証中。
▼ Pair NB filter at H- and K-band- NB at K-band : Hα @ z=2.23- NB at H-band : [OIII] @ z=2.23

HiZELS sample at z=2.23
Stellar Mass Number※Arbitraryscale(e.g. Sobral et al. 2013, 2014)★ [OIII]が強い Hα emitters：Hα emittersと比較してsystematicな違いは見られない。

Preliminary

SFRHαHα + [OIII] dual emitterHα emitter
without [OIII] emission

Summary
一般フィールドSXDFにおいて[OIII]輝線を指標としてz>3の銀河サンプルを構築。
それらの大局的な物理量を調べ、z~2の星形成銀河と比較した。

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◎ z>3の[OIII] emitters は 同程度の質量を持つ z~2 のHα emitters と同程度のサイズを示す。(同じ星質量-サイズ関係にのる)!
◎ 星形成主系列の”位置”はふたつの異なる時代の銀河サンプル間でほぼ同じだが、z > 3の[OIII] emitters は低星質量側に偏って分布している。

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◎ 同じsequenceに沿ってz=3.2,3.6からz=2.2, 2.5まで銀河が進化すると考えたとき、1 Gyr の間に銀河の星質量は大きく増加する。

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◎ Selection effectの定量的な評価が今後の課題。

おわり