down sizing

rest-frame K-band LFs→あまり進化しない
100

φ [h3Mpc-3mag-1]

10K-band-1

10-2
10-3
10

z=2.0
z=1.4
z=1.05z=0.55z=0-4

10-5
10-6-18-20-22-24

MK-5Log(h)

-26

100
10-1
10-2
10-3
10-4
10-5 z=0, 0.55
10
10-60
10-1
10-2
10-3
10-4
10-5 z=1.05
10
10-60
10-1
10-2
10-3
10-4
z=1.4
10-5
10
10-60
10-1
10-2
10-3
10-4
z=2.0
10-5
10-6-18-20-22-24

大丸公平（卒論）より
Bower et al.(2006)-26仮定したIMFでこれだけ結果が変わる！ (z=0)
ましてやhigh-zにおいておや…
100

Salpeterlog φ [h3Mpc-3/logMstar]

10-1
10-2
10-3
Cole et al. (2001)
model(z=0)-41010-5 8101091010
Mstar[h-2 Msun]

Kennicutt

1011

1012

IMFが変われば解釈も変わる

100log φ [h3Mpc-3/logMstar]

10-1
10-2
10-3
10-4
10-5
10-6 810model(z=2.0)
model(z=1.4)
model(z=1.05)
model(z=0.8)
model(z=0.55)
model(z=0.2)
model(z=0)
1091010
Mstar [h-2 Msun]

1011

1012

SFR density
massive galaxies の典型的な星形成の時期がモデルでは遅すぎる？
しかしこれもIMFの影響あるはず100[Msunyr-1(h-1Mpc)-3]

10-1

10-2

10-3
Mstar=109.5Msun
Mstar=1010Msun
Mstar=1010.5Msun
Mstar=1011Msun

10-4

024z

大丸公平（卒論）より

Bower et al.(2006)

down-sizing と IMF●

もし massive galaxies のほうが、top-heavier IMF
だったら– high-z で SFR を過大評価– 見かけ上、high-z に star formation のピークが来る– down-sizing に見える（見かけ上）●

ただし、QSO activity の down sizingの話には適用できない– こちらの down-sizing は別にメカニズムを考えないといけないspecific SFR

Buat et al. (including T. T. Takeuchi, MN, M. Enoki), in press

一点鎖線：Millenium
破線：
νGC
しかし、モデルでも、massive 銀河ほど比星形成率が低いという傾向は出ている観測データの解釈も含め、色々と考え直さないといけないのではないか？

Buat et al., in press

high-zで（平均的に）top-heavyだったら– 観測のUV光度から評価したSFRはoverestimate

理論モデルと合っていたのは見直す必要がある●理論のSFRを低くしなければならない●– 観測の赤外から評価した質量はoverestimate

観測では最大質量はほぼ一定であったが、やはり high-z
ではそんなに massive ではないのかもしれない● 理論モデルの傾向に近づく●– 観測の質量密度進化はoverestimate

理論との乖離がより拡がる（困った！）●
しかし、SFRを下げることで、結果的に合うかもしれない（希望的観測）●– high-z に massive 銀河がある、というのは fake かもしれない●

理論の赤方偏移分布と合う傾向

QSO吸収線系

大越さんのスライドより
第一回QSO吸収線研究会集録

Damped Lyα systems
DLAも大体再現されている…Lyman limit systemが作れない？

Okoshi et al. (2004)

QSO吸収線系の正体
Lymanα forest…薄いgasのLSS● DLA…(dwarf) galaxies●LLS???
●Okoshi & Nagashima (2005)
小さいやつが多いgas cooling within massive haloesdown-sizing と AGN feedback
ＩＭＦの問題はいったん忘れる● 必要なことは…
●– high-zでmassive 銀河をつくる●

現状では足りない– low-zで銀河をつくらないようにする●

単にhigh-zでできやすくすると、low-zでもできやすくなり、銀河をoverproduceする

単にVcでリミットするだけではダメ（→νＧＣ）● AGN feedback で行けるか？
●– Bower et al.(2006)は「うまく行った」と主張しているけ

れども、図をみると、そうは言えなさそう榎講演より榎講演より他に効きそうな加熱過程は？
●

ＩＣＭ中の non-thermal protons– ただし、銀河団中心部をあたためるには不向き？

●

ＩＣＭ中での磁場のreconnection(牧島説）– そこまで磁力線がヒネられるか？
– ＩＣＭは低密度でかなり理想的なＭＨＤっぽい（抵抗）●

乱流（藤田説）– どうなった？

●

UV background– dynamical に考えると、あまり効かない（北山さん）– ＩＣＭは温度が高すぎて効かないか？

ついでに seed BH との関係●

reionization 後：低Vcハローは collapse できない
– どこが臨界値？ Gnedin の “filtering mass”はデカ過ぎるような気がするのだけれど。
– 単純に Jeans mass を評価すると、（たしか）Vc=17km/sあたりが臨界。ということで、reionization前。
● しかし、そんな初期の結果に現在付近が影響するか？
●
SMBHがuniversalなら、そこそこ大きい銀河で一気に作られてそう（多数は）●

ついでに AGN feedback
radio mode はアヤシイ（としか思えない）のでおいとく● major merger は group scale でバンバン起こる●– group が重要– ハローごとのM/L? Mbar/Mdm?

QSO/AGN and supermassive BHs

Enoki, Nagashima & Gouda (2003)

これから考えないといけなさそうなこと●

分子雲の形成過程– ＨＩとＣＯの関係→天の川プロジェクトの重要課題？
●

福井さんがよく見せてるやつ– 何が決めているのか？

アームポテンシャルによるショック？（top-down)●SNR？(bottom-up)●– cloud mass function●

ガスはどこまで広がり得るか– outer disk の ionization structure → LLSとの関係– high-velocity clouds●diskの構造 with 磁場 and 宇宙線– high velocity clouds との相互作用→井上さん