第3回 銀河進化研究会 2016

HSC 大規模サーベイに基づく
原始銀河団とQSOとの相関

総合研究大学院大学 D2 内山久和

研究背景
局所宇宙における銀河の性質

形態-密度関係
Dressler et al. 1980

色-等級関係
Baldry et al. 2004

Red sequence

Blue cloud

銀河の割合

u - r カラー(静止系)

late-typer-band 絶対等級

early-type

銀河の個数密度銀河団中には明るく赤い楕円銀河が多い
いつ/どのように形成されたか？
高赤方偏移での原始銀河団(=銀河団形成過程中にある構造)の観測

原始銀河団(z>3)探査法 (1) RGを指標(1) AGN(RG/QSO)をトレーサー
RG ﬁeldsex) Venemans et al. (2007)z ~ 2-5で RGまわりのNBサーベイによりLAEsの高密度領域を探査
速度(赤方偏移)分布

空間分布

RG z=2.92

RGz>2.92
LAEsz<2.92
LAEs→ 少なくとも 75%(6/8)の RGs が原始銀河団に存在Methods
to search for protoclusters(PCs,z > 3)
原始銀河団(z>3)探査法(2) QSOを指標(1) AGN(RG/QSO)をトレーサー
QSO ﬁeldsex) Kim et al. (2009)z ~ 6での5つのQSO ﬁeldsが高密度領域かどうかをi-dropout銀河を使って探査

i-drop

J1630+4012

GOODS ave.

i-dropJ1306+0356→ 2/5 QSO ﬁelds が高密度領域

GOODS ave.

原始銀河団(z>3)探査法 (3)無バイアスに(2) 広視野撮像観測による、AGNを指標として使わない無バイアスな探査法e.g.) Kang et al. (2015)
AGNを使わずに銀河の重い構造(MSG)を探査
AGN>3.5σ~20% のMSGs だけがAGNを持つ
果たしてAGNは原始銀河団の良いトレーサーなのか？
そもそもAGNをトリガーするメカニズムは何か ?
しかし,サンプル数が少なすぎて統計的な議論に至っていない (z>3, ~10)

研究目的・概要
Final goal
HSCの超広視野撮像観測を利用して統計的にz~2-6での原始銀河団(>1000)
がAGN(RG/QSO)を有するのかを特徴付ける

First goal
g-dropouts(z~3.8 LBGs)の高密度領域を探査することで統計的にz~3.8で原始銀河団がQSOを有するのかを特徴付ける

研究概要
・HSCサーベイ領域においてg-dropoutsによりz~3.8で原始銀河団探査
・SDSS DR12 QSOカタログからQSOサンプルを取得
・QSOと原始銀河団との位置および測光学的性質の相関の調査

原始銀河団大規模サンプル z~3.8
・例 : Wide-GAMA15H

4σ以上の有意性を持つ高密度領域
6543021Overdensity (σ)∆Decl. (degree)

10−1−1−2−2222

221

220

2520218
217∆R.A. (degree)

216

215

214

213

4σ以上の高密度領域が 80% の確率でz=0で1410 M⚪. 以上の質量のDMハローに進化する

N15→ 4σ以上の高密度領域を原始銀河団と定義

10~130平方度で131個の原始銀河団候補検出(従来の10倍以上のサンプル数に匹敵)

50
4.0

219

4.5 5.0 5.5 6.0 6.5
overdensity significance σ7.0

高密度領域とQSOとの相関 (1) 位置
SDSS DR12 QSO カタログ
→ 216(96)QSOs in HSC-wide region at z=3.3-4.5 (3.6-4.1)
QSOが存在する天球面上の位置での密度の有意性のヒストグラム
6030216 QSOs at z = 3.3 - 4.55096 QSOs at z = 3.6 - 4.125QSOQSORandom

40203015NNRandom

20101050-40-4-202Significance

4-202SignificanceKS test P-値 ~ 0.49
KS test P-値 ~ 0.61
AD test P-値 ~ 0.25
AD test P-値 ~ 0.34
QSOsは4σ以上の高密度領域に存在しない

4高密度領域とQSOとの相関 (1) 位置
QSOから4σ以上の高密度領域の密度ピークまでの距離のヒストグラム
2510216 QSOs at z = 3.3 - 4.596 QSOs at z = 3.6 - 4.1
QSO

208Random

N15106N・KS test
→ P-value ~ 0.4・AD test
→ P-value ~ 0.345

200.000.0

QSO
Random・KS test
→ P-value ~ 0.4
・AD test→ P-value ~ 0.4

0.5
1.0
1.5
2.0
0.5
1.0
1.5
Distance [deg]Distance [deg]z~3.8で高密度領域とQSOは有意に相関していない→ 少なくともこの時代でQSOは良い指標ではない→ 広視野撮像観測の必要性

2.0高密度領域とQSOとの相関 (2) 測光
FIRST 1.4GHz でも受かっているQSO
UV

電波

有意に相関していない

有意傾向→ 電波銀河は原始銀河団の良いトレーサーの可能性がある→ しかし、サンプル数が少なく、バイアスされている可能性もある

高密度領域とRGとの相関(Preliminary)
延原氏によるHSC-SSP領域内の電波銀河カタログ (FIRSTで受かっている天体)→ g-dropout銀河(z~3.8)とカタログマッチング→ 33 RGs in HSC-wide region at z=3.3-4.5
・KS test→ P-value ~ 0.091
・AD test→ P-value ~ 0.056
・分布のテールで有意に異なる→ 電波銀河は原始銀河団の良いトレーサーである可能性

議論(1) AGN feedbackを組み入れたGALFORM (Orsi et al. 2015)
11.5

・QSO : Mhalo ~ 10All

12.0- 10でピーク

最も重いハローはBHの質量・スピンが高い→ 電波モードのAGN feedback→ 降着率を減少させる→ QSOが発現しにくい

QSO
RG→ QSOは最も重いDMハローにはいない・z~3.8 QSOは最も重いDMハローにいる
わけではない→我々の結果はQSOにAGN feedbackが効いているために生じている可能性

ハローの質量関数(2) クラスタリング解析
z > 3 ; (e.g. Shen et al. 2007)z < 2 ; (e.g. Coil et al. 2007)
12 -1
12 -1
QSOのDMハロー質量~ (2 - 4) 10 h M ⚪.
~ (3 - 6) 10 h M⚪.
1415-1

最も重いDMハロー質量 ~ 10 - 10 h M⚪.

QSOは僅かに重いDMハローに存在Discussion
議論
EPS モデル

14QSOハロー質量がz=0で>10 M⚪. に進化する確率→ クラスタリング解析、およびGALFORMでのQSOハロー質量が銀河団の典型的な質量に進化するかどうかを調査する(1) クラスタリング解析

無視できない(2) GALFORM
我々の結果と無矛盾

まとめと研究の今後
まとめ・z~3.8 で高密度領域とQSOの位置は有意に相関していない→ QSOにAGN feedbackが効いている可能性がある→ 少なくともこの時代でQSOは原始銀河団の良いトレーサーではない・z~3.8 で高密度領域とQSOの測光学的性質→ UVフラックスは有意に相関していない→ 電波強度との相関は有意な傾向にある
研究の今後
・延原氏の電波銀河カタログを使ってRGと原始銀河団との相関
・follow-up分光観測による原始銀河団の同定
・近赤, 赤外撮像follow-up観測による原始銀河団のStellar population
・JCMTサーベイ(P.I. 松田)によりこれら原始銀河団のfollow-up
・r-dropout(z~5), i-dropout(z~6)