準解析的銀河シミュレーションに望むこと、
weak lensingと銀河のclustering studyの視点から
浜名崇 （国立天文台）
Outline2. weak lensingにおける問題と準解析モデル
3. 銀河のclustering解析における問題と準解析モデル

2006/12/7 長崎大学
滞在型研究会「準解析的手法による銀河形成研究の展望」

(1) weak lensing: 個人的動機、背景

Hyper-SuprimeCam & WFMOS project

Hyper-SuprimeCam Key science

Weak lensing correlation function(+WMAP,etc..)
でもってdark energy 状態方程式パラメーター“w”を10％以下の精度でもって決定する。

Shear correlation functionWL相関関数の理論モデルにおける問題
数パーセント以下の精度の理論予言が必要⇒線形領域（large-scale）ならOK
ただし観測に関係する問題が残っている。

観測から得られるWL shear
ξ

LOS2:
手前のvoidに銀河がないせいで平均のレンズ効果が強められる。

obsγ= ∫ dz s ns ( z s )ξ γ ( z s )LOS1:
手前の構造に付随する銀河によって平均のレンズ強度が弱められる。

Source-lens clustering:
WL shear correlation functionに数パーセントの変更をもたらすと見積もられている。
⇒DMと銀河分布の関係が鍵セミアナモデルに望むこと
Source-lens clusteringの定量的評価⇒Mock catalog←dark matte分布と銀河分布の情報(銀河mock catalogと言ってもluminosityとカラー情報があればOK)WL simulationについては実績あり
Dark matter分布からweak lensing mass map &shear mapを作るのは実績あり。それとdark halo分布を関係付けるのも実績あり。銀河分布があればWL+銀河分布のmock dataを作るのは容易。

WL研究の観点でセミアナモデルに望むことCosmological volumeでのセミアナ銀河カタログ
一声300Mpc/h box
L,M,S,いくつかのケースがあっても良い
銀河は z<2でLFと色と空間相関が観測と無矛盾
U～K, z>0.1, R<25~26
多くのrealizationが欲しい

銀河のclustering解析とHalo model

1. 研究紹介
2. 課題、nuGCに望むこと

銀河の相関関数の起源
１）標準的構造形成モデルによれば銀河はダークマターハロー中で形成される。
２）ダークマターハローは質量に応じて特徴的なclusteringをする（ハローバイアス）。
３）銀河のclustering （銀河バイアス）はhost haloのclusteringを反映するはず。

SDSS galaxies

DM haloZehavi et al 2002

TH et al 2000

相関関数研究の意義
１）銀河の性質（luminosity, spectral typeなど）によって異なる相関関数を持つことが知られている。
⇒host haloのmassが異なる。
⇒host haloのmassに依存した銀河進化？
⇒その起源は？
⇒大規模構造形成（dark matter）と銀河進化の関係

SDSS galaxies

Zehavi et al 2002

SDSS galaxies

Li et al 2006

Halo model
1. すべての銀河はHaloに属する
1. Halo MFはPS mass function
2. Haloとdark matterの分布は線形バイアスモデル

δ halo ( x) = b haloδ mass ( x)
2. Haloの中で銀河はあるprofileでもって分布している ⇒NFW model

3. ハローに属する銀河の平均数はhalo massの関数α

N g ( M ) = ( M / M 1 ) for M > M min∗ Model parameters : α , M min , M 1

Halo modelでの銀河2点相関関数
2-halo1. 2-halo term

ξ 2 h (r ; M min , α ) = bg2 ( M min , α )ξ DM (r )dM b ( M ) N ( M ) n ( M )∫b =∫ dM N (M ) n (M )halo

g1-halohalogghalo

2. 1-halo term

ξ 1h (r ; M 1 , M min , α ) = A∫ dM N g2 ( M ) nhalo ( M ) ∫ d 3 x ρ g (x) ρ g (x + r)

Halo model 2点相関関数

TH et al 2004

モデルの予言∗ Average halo mass
M hostdM M N ( M ) n ( M )∫=∫ dM N ( M ) n ( M )ghaloghalo∗ Average galaxy number per halo
Ng

dM N ( M ) n ( M )∫=∫ dM n ( M )ghalohalo最近の研究
Massive early-type galaxyの星とダークマタ―の進化Early-type galaxy @ z=0大質量、古い、中心集中
強い空間相関Old passively-evolving galaxy @ z~1
大質量、古い強い空間相関Lyman-break galaxy @ z=3-5星形成
強い空間相関Question星形成の観点からはつながりが示唆されるがダークマタ―ハローの進化はどうか？

LBGs @ z~4
Data:
SXDS 1sq deg
BRi’ selection

Selection:
Lyman break at ~6000A
red B-R & blue R-i⇒star forming, redshift range 3.5<z<4.5

Hosting halos of z~4LBGs

Rest frame UV luminosity (star formation activity)とhosting halo massが相関OPEGs @ z~1
Data:
SXDS 1sq deg
Ri’z’ selection

Selection:
Color selection criterion
passive galaxy zf>2
redshift range 0.9<z<1.1

Hosting halos of z~1OPEGs

Rest frame B-band luminosity (stellar mass)とhosting halo massが相関Mass evolution
Model
Dark matter haloの進化を計算するためにExtended
Press-Schechter modelを採用。
ある時期にある質量をもったハローが後の時期でもっている質量の分布関数を与える。

期待されるLBG(i’<27)のz=1でのhosting halo massはOPEGよりやや小さい。

Mass evolution

期待されるLBG(i’<26)のz=1でのhosting halo massはOPEGと良く合う。

z=0 Early type galaxy

E-galaxy fromSDSS & 2dF

EPS predictions
for LBG(I’<26) & OPEG

シナリオz~4
大LBGs
active SFz~0OPEGs
no SF

MassivePassive-ENo SF?

Star forming
Late typez>2でpassiveへ？

ダークハロー
質量小z~1

LBGs
mild SFz~2
Data:0.5sq deg
BzK selection
sBzK

Redshift range 1.4<z<2.5
Star forming (sBzK) & Passive (pBzk)
pBzKKong et al 2005 (astro-ph/0510299)

Clustering of sBzK & pBzK

sBzK

pBzK

pBzKのほうがより強く相関している⇒より大きいhosting halo

シナリオz~4
大z~2z~1

LBGs
active SF

pBzK
no SF

OPEGs
no SF

LBGs
mild SFsBzK
w/ SF?

z~0
MassivePassive-E
No SF

ダークハロー
質量小Star forming
Late type

銀河のclustering解析とHalo model

1. 研究紹介
2. 課題、nuGCに望むこと課題、nuGCに望むこと－１
Halo modelのもっともらしい関数系αN g ( M ) = ( M / M 1 ) for M > M min
N (M ) = Nc (M ) + N s (M )N c ( M ) = 1 for M > M min
αN s ( M ) = ( M / M 1 ) for M > M min

From GIF
Msun/h課題、nuGCに望むこと－2
EPS modelの改良

課題、nuGCに望むこと－3Formation time （もしくは何らかのsecondary parameter）
dependent halo modelb halo ( M ) ⇒b halo ( M , t f )N g (M ) ⇒N g (M , t f )nhalo ( M ) ⇒nhalo ( M , t f )課題、nuGCに望むこと－4

Kashikawa et al, 2006

セミアナ（三鷹）モデルではluminosity dependence無し。
観測を再現出来ない。どうするよN島先生？