0<z<2の銀河におけるガス量の進化
諸隈 佳菜 (NAOJ)
関連論文:
KMM & Baba, submitted
KMM+2015, PASJ, accepted (arXiv:1501.02915)
KMM+ in prep.

内容
1. INTRODUCTION (光度関数の再現)
2. DATA (比較する観測・理論研究)
3. RESULTS (fmol進化の質量依存性の再現)
4. DISCUSSIONS (観測と理論の差の原因)
5. SUMMARY

第二回銀河進化研究会@名古屋大学 (2015/06/04)

Takeaway messages1) 銀河における低温ガス量はフィードバックモデ
ルの強い制限となること。
銀河形成モデルは銀河における低温ガス質量を過小評価
ガスを残しつつ星形成を止めるプロセスが大事？

2) ALPACA=ALMA Large Program of gAs
survey toward Chukan-redshift gAlaxies

1. INTRODUCTION

1. INTRODUCTION

2. DATA3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

問題点: 銀河の光度(質量)関数…銀河形成理論モデルでは大・低質量銀河を作りすぎてしまう。”銀河数密度問題”
Silk & Mamon, 2012

解決策:ガスを冷えにくくしたり、なくして星形成抑制。
低質量側: SN feedback(e.g., Larson+1974; Dekel & Silk 1986)

大質量側: AGN feedback(e.g., Croton+2006; Sijacki+2007;Okamoto+2008)

星形成に直接関わる低温ガスの性質も再現している？

2. DATA1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測データ

CO Data
Indirect method: SFR -(KS則)-> Gas -(Pressure-based H2)-> H2

理論研究データ

KMM & Baba, submitted

3. RESULTS

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

観測データ同士の比較

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

P12: Popping+2012(indirect method), MM15: KMM+2015, T13: Tacconi+2013,
D10: Daddi+2010, G11: Geach+2011, B13: Bauermeister, S11: Saintoge+2011

Mmol
バリオンに対する fmol =M? + Mmol
分子ガスの割合

星形成銀河

間接的手法

全サンプル

M* (z=0)[Msun]f[%]fff[%]CO data

f[%]

ff[%]

f

1096

6.8

1480

108

1014

4.2

837

7.0

610

4.9

3.6

1266.1

4

M*進化モデル: Conroy & Wechsler 2009

Leitner 2012
KMM & Baba, submitted

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測と理論研究の比較 (準解析的銀河形成モデル)

Mmol
バリオンに対する fmol =M? + Mmol
分子ガスの割合

F12: Fu+2012-

どの時代も小質量銀河ほどガスが多い、という傾向の再現。
z~0: ~2*1010 MsunではP12(全体)と合うが、大・低質量側で過小評価。
- ただしCOの観測とは一致。
z~1-2: massive側はP12(全体)と合うが、低質量側では過小評価。
- CO観測と比べると過小評価。

KMM & Baba, submitted1. INTRODUCTION

2. DATA

2. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

結果のまとめ観測データ間の比較

1) どの時代もmassive銀河ほどfmol小。

2) [fmol進化の星質量依存性] 大質量銀河はz~1の時点で大半のガスを消費、低質量銀河はz<1でガスから星に変換。

観測と理論の比較
1) 観測の1)と2)の定性的な傾向を再現。
2) 予想されるfmolは全体的に観測よりも低い。
• 特にz~0では低質量側(<1010Msun)と大質量側(>1011Msun)で過小評価。

KMM & Baba, submitted

4. DISCUSSIONS

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: 観測的研究

1) 明るい天体にバイアス (Popping+2014)
準解析的モデルに観測と同じ条件を課して比較すると、両者は近づく。

2) αCOの不定性 (Narayanan+2011)
金属量・COの積分強度に依存性を持たせるとfmolの見積もりは宇宙論的数値シミュレーションからの予想に近づく。

これだけでは説明できなさそう。。。
KMM & Baba, submitted

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: 理論的研究 (Feedbacks)
Silk & Mamon, 2012

Croton+2006,Sijacki+2007,
Okamoto+2008
Larson 1974; Dekel& Silk 1986…

ガスを吹き飛ばす or 加熱し、更なる星形成を抑制。
̶> cold gas成分が減りすぎた？

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: Feedbackの入れ方？

ガスリッチ

KMM+2015

pr

ガスの割合 (%)

el

Dn4000-fmol関係の発見

imin

種族合成モデル・PEGASEとの比較。
各銀河タイプの可視スペクトルを再現する進化シナリオでの計算。

ary

non-zero gas fractionで、古い星からなる銀河を作るのは困難。。

4000Åブレイクの強さ

ガスプア

若銀河の星の年齢

古ガスを残しつつ、星形成を止める
feedbackの必要性を示唆。
e.g.) Morphological quenching(Martig+2009)

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

ガスを残しつつ星形成を止めるメカニズム
Morphological (Dynamical) Quenching

Martig+2009

星の中心集中度が高くなると、シアが効いて重力的に安定化。
Toomre Q (Toomre 1964, 軸対称不安定性)

Q=
✏G⌃
Vrot
2r

✓

Vrot
dVrot+rdr◆

星の中心集中度大κ大Q大 (安定)

1/2

Vrot
⇠r

Martig+2013

観測SFR面密度(r) =⇢

κ: 周転円周期、σ: 速度分散、Σ: 面密度、
ε: π for gas, 3.36 for stellar

晩期型銀河
早期型銀河

ガス面密度

5. SUMMARY

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

Q. 銀河形成進化モデルは銀河の質量関数(星成分)を再現するように銀河内のガス量を調節。観測されるfmol 進化は再現してるか？？
観測されるfmol進化の質量依存性を理論予測と比較
A. 観測と理論の不一致-

大質量な銀河ほど初期にガスを減らしているという観測の傾向を再現。
しかし、全体的に観測よりもガスの割合が低い。
- 特に質量の大きい(>1011 Msun)銀河、小さい(<1010 Msun)銀河におけるガスの割合が低い。

[考察] 観測の不定性だけでは観測と理論の不一致は説明できない。

-

ガスをある程度残すことのできるフィードバック過程が必要？？
- 単純にガスを抜き去って星形成を止めるわけではない？？

KMM & Baba, submitted

ALPACA (ALMA Large Program of gAs survey toward
Chukan-redshift gAlaxies)

目的：銀河形成モデルの制限となる銀河における低温ガスの統計的性質を観測的に明らかにすること。

メンバー：竹内氏(名古屋大学)、田村氏(東京大学)、馬場氏(東京工業大学)、
N. Scoville氏(Caltech)、、募集中！
観測周波数：ダスト熱放射 / CO輝線
装置：ALMA / NRO45 / GBT / VLA
観測領域：VIPERS / COSMOSFin