光赤天連シンポジウム、2017年7月26日

銀河形成分野における2030年代のサイエンス
但木謙一（国立天文台チリ観測所）
お題：ご自身の研究分野に関連して、2030年代のサイエンスとその実現に必要なフレームワークについて

Credit: NASA,ESA, M. Kornmesser

何を目指せば良いのか何がわかれば『銀河の進化を理解した』と言えるのか？
個人的な考え：基本的には『銀河内の星の分布を時間の関数として知ること』だと思う
アプローチ：銀河を空間分解（解剖）した観測を行う
The Astrophysical Journal, 803:26 (24pp), 2015 April 10

Papovich et al.

Figure 12. Examples of progenitors of an M31-mass galaxy from z = 3 to the z = 0.5. Each galaxy is selected such that it has the (approximate) median U − V andV − J color derived for all progenitors in a given redshift bin (see Table 1). Each false-color image shows the approximate rest-frame U, B, V band (blue, green, red,respectively) using the ACS (B435 V606 i775 z850 ) and WFC3 (J125 H160 ) band closest to rest-frame UBV at each redshift (for this reason we show only progenitors fromthe CDF-S sample because this full complement of HST imaging does not exist for the COSMOS nor the UDS ZFOURGE fields; see Grogin et al. 2011; Koekemoer

銀河の進化はもう大体わかっている？

何を目指せば良いのか何がわかれば『銀河の進化を理解した』と言えるのか？
個人的な考え：基本的には『銀河内の星の分布を時間の関数として知ること』だと思う
アプローチ：銀河を空間分解（解剖）した観測を行う
2010-2020年代：大規模面分光探査時代
MaNGA (~10k galaxies)

SAMI The(~3kgalaxies)
SAMI
Galaxy Survey: Early Data Releaseophysical Journal, 798:7 (24pp), 2015 January 1

Bundy et al.

vH [km s-1]

200

1010000[arcsec]

H-100-10[km s-1]
250

10[arcsec]

P9-127A

1571

200
150

0100-10PSF

PSF

50-200-10010[arcsec]-10[SII] 6731/ 6717

log (H flux)
1.50-10PSF

0.50

00.00

-100.82.00

101.000E(B-V)

2.501.50
1.00

10[arcsec][arcsec]10010[arcsec]

0.6
00.4
0.2

-10

0.50
PSFPSF

0.00
010[arcsec]log ([NII]/H )-10

Bundy+150.60

0.20
0-0.005007 / H )

0.40

1.5

0.0

1.0
0.5

10-10

010

Figure 3. Example SAMI
data for the galaxy 511867, with z = 0.05523 and M∗ = 1010.68 M⊙ . Upper panel: flux for a central spaxel (blue) and one 3.75
[arcsec]
arcsec to the North (red). Lower panels, from left to right: SDSS gri image; continuum flux map (10−16 erg s−1 cm−2 Å−1 ); stellar velocity field (km s−1 );Resolved[NII]
Hα flux map(10−16 erg s−1 BPTcm−2 ); Hαvelocity field (km s−1 ). The two velocity fields are each scaled individually. For the stellar velocity map, only spaxels
with per-pixel S/N >5 in the continuum are included. Each panel is 18 arcsec square, with North up and East to the left. The grey circle in the second panel
shows the FWHM of the PSF.

Bryant+15

2.0III]

arcsec]100Sy

KMOS (~1k10galaxies at z>0.5)
arcsec]-10

0.00

何を目指せば良いのか何がわかれば『銀河の進化を理解した』と言えるのか？
個人的な考え：基本的には『銀河内の星の分布を時間の関数として知ること』だと思う
アプローチ：銀河を空間分解（解剖）した観測を行う
難しいところ：特定の銀河に着目して時間を追えない
1. 近傍銀河の星種族を詳細に解析して、過去の星形成史を推測する
2. 過去の銀河を観測して、直接星形成活動を調べる
近傍早期型銀河の例（Goddard+17a,b）
銀河中心部の星の方が若い(outside-in growth?

何を目指せば良いのか何がわかれば『銀河の進化を理解した』と言えるのか？
個人的な考え：基本的には『銀河内の星の分布を時間の関数として知ること』だと思う
アプローチ：銀河を空間分解（解剖）した観測を行う
難しいところ：特定の銀河に着目して時間を追えない
1. 近傍銀河の星種族を詳細に解析して、過去の星形成史を推測する
2. 過去の銀河を観測して、直接当時の星形成活動を調べる
z=2.5にある大質量星形成銀河の例（Tadaki+17a）

outside in formation（円盤ができた後にバルジができる？）
HST/H-band(星の分布)

ALMA/870um(星形成領域の分布)

銀河進化研究会2017における講演内容の分類
21%
銀河を点源として観測した研究
銀河を空間分解して観測した研究
79%
銀河を空間分解した観測よりは、よりたくさんの銀河を観測して、銀河全体の物理量の統計的性質（光度関数、質量関数、星質量ーハロー質量関係、星質量ー金属量関係）を調べる研究が盛ん。すばるHSC・PFSの観測でさらに発展することが期待される。
なぜ少数派なのか？
- 優先度が低い- 良い望遠鏡・装置がない- 今できることは海外の研究者にやられ尽くされている
HSCの高空間分解能画像を使った銀河の形態研究を誰も（自分含めて）やっていないVelocity (km s–100
may be powered by hard ultraviolet radiation from an active galactic
1˝nucleus (AGN), whose presence in BzK-15504
at that position is(8.4 kpc)
0
indicated by the properties of its ultraviolet spectrum (Supplementary Information). Inward nuclear flow and a contribution from an–100
AGN plausibly explain the relatively large nuclear velocity dispersion
MPE/IRグループは遠方銀河を空間分解した観測的研究分野で過去10年間以上世界を(Fig. 2c) that is not accounted for by the disk rotation model.
–200
リードしている。
Our
observations indicate a self-consistent picture of rapid gas
S

MPEでのポスドク時代(14年10月-17年3月)

RESEARCH LETTER–2–1
0
1Offset (arcsec)

N2

CO 3-2 - I - V
aHα IFU with VLT/SINFONI
CO with IRAM/PdBI

b IFU with VLT/SINFONI
Hαbfd

D3a 15504, z = 2.4v = +73 km s–1

–170
–65

70

+100

Velocity

2.6″ (21 kpc)

+170

20

Velocity dispersion

90, z = 2.2

Genzel+06,
Nature,442,786 (FWHM
Tacconi+10,463, 781
Genzel+17,543, 397
line emission(red), I-band(green) andNature,
V-band (blue)
HST ACSO mapsin EGS 1305123.
Highresolution0.60 3 0.70)Nature,
the source. Hatched ellipse, CO beam size; cross, position of nuc
ps and rotation curve in the z 5 1.12 AEGIS galaxy EGS 1305123,d, f, Peak velocity (d) and velocity dispersion (f) maps of the CO,2 mm with the IRAM PdBI in A-configuration30. a, b, Examples
21
21
21
MPE/IRグループの基本方針–2 mapsin 9 km s channels at 136 km s (a) and 172 km s
obtained from Gaussian fits to the line emission in each spatial p.s. uncertainty in these channel maps is 0.3 mJy. The channel
map. Dotted white line, outline of the integrated emission; cross,uncertainty er
severalmassive molecular clumps. The three bright clumps innucleus. e, Peak CO velocity (and 1s r.m.s. fitting「サイエンスファーストで、自分達で観測装置を作り、自分達でサイエンスの成果を挙げる」+120s of 1.7, 1.7 and 1.1 mJy, or 5.7, 5.7 and 3.7 s r.m.s., respectively.
along the major axis (position angle 16u east of north) of the galax
ightest clumps visible in b have fluxes of 2.4, 2.1 and 1.45 mJy, or
red curve, best fitting exponential disk model with radial scale leMPEの戦略
２大ターゲット『遠方銀河』『銀河系中心』
PdBI -> NOEMA
Hershel/PACS

VLT/KMOS
遠方銀河

ELT/MICADOVLT/SINFONI

銀河中心
VLTI/GRAVITY
Credit: ESO, MPE

VLT/KMOS：近赤外面分光装置
KMOS:ドイツとイギリス+ESOの国際プロジェクト
credit: Iztok Boncina/ ESO

Wavelength coverage

0.8um to 2.5um

Spectral bands

IZ,YJ, H, K, H+K

Spectral resolving power

R = 3400, 3600, 4000, 4200, 2000
(IZ,YJ, H, K, H+K)

Number of IFUs

24

Extent of each IFU

2.8" x 2.8"

Spatial sampling0.2" x 0.2"

Patrol field

7.2 arcmin diameter circle

24天体同時に面分光観測ができる
z=1-3のHα輝線が主なターゲット
AOは使えない

MPEの組織
MPE/IR面分光観測

マネージャー

電波観測

中間赤外線観測

ポスドク・学生

MPA, MPE
シミュレーション
波長間、観測理論の垣根なく毎週ミーティングを行い、観測結果や観測提案についての議論を行う。一方個人レベルで複数分野（例えばVLTもALMAも使う）に精通した人というのはそんなに多くなかった。新しく雇うポスドクもただ単に優秀な研究者というよりは、チームとして不足している・強化したい部分を補うような人を選んでいるように思えた。

2030年代のサイエンスとその実現に必要なフレームワーク
銀河進化研究における目標は「銀河がどのように進化して、現在の姿になったのか」を知ること（ハッブル系列の起源の理解）。この目標を考えた時に、(1) 銀河を点として観測していて良いのか(2) 光赤外だけで観測していて良いのか
z=2.5にある大質量星形成銀河の例（Tadaki+17a）
Wisnioski+14

HST/H-band(星の分布)

ALMA/870um(星形成領域の分布)「多波長で遠方銀河を解剖する」という方向性に向かっていきたい。
TMT+ALMAで銀河の研究はある程度完成するような気もする。
この後のことはよくわかりません、ごめんなさい

VLT/KMOS(電離ガスの運動)2030年代のサイエンスとその実現に必要なフレームワーク
銀河進化研究における目標は「銀河がどのように進化して、現在の姿になったのか」を知ること（ハッブル系列の起源の理解）。この目標を考えた時に、(1) 銀河を点として観測していて良いのか(2) 光赤外だけで観測していて良いのか
TMT、SPICAの次に何が必要なのか、光赤外＋電波サブミリ+理論のコミュニティで一緒に考えたい。
国際協力と国内波長間協力はどっちが難しいのだろうか？
Kawabe+17
Develop new discovery spacecomplementary to ALMA

● Wide-Field
Spectroscopic Survey

● Wideband Spectroscopy● Time-domain Science

ngVLA