The Star Formation Activity and Its
Diversity of Low-Mass Galaxies at
Cosmic Noon (Kusakabe+16 in prep )2016年６月２日 銀河進化研究会@東北大学
日下部晴香 (東京大学)
嶋作一大, 中島王彦, 後藤亮介, 大内正己,橋本拓也,今野彰, 播金優一

z~2の銀河の星形成活動z~2の星形成活動
Star Formation
Main Sequence (SFMS)

Rodighiero+11; Whitaker+14; Daddi+07

多様な星形成活動z~2の星形成活動 爆発的星形成銀河

Star Formation
Main Sequence (SFMS)
星形成をやめた銀河(quench)

Rodighiero+11; Whitaker+14; Daddi+07

星形成活動の(準)平衡状態

Lilly+13 (Fig. 2)

Main Sequenceの銀河:
ガスの流入・流出・星形成のつりあい
穏やかな星形成

銀河進化の鍵を握る小質量銀河z~2の星形成活動
Star Formation
Main Sequence (SFMS)

小質量銀河?

進化のより早期段階

Rodighiero+11; Whitaker+14; Daddi+07

LAEsの星形成活動z~2の星形成活動
明るいLAEsのCalzetti-curve
爆発的星形成銀河？

UV+IR/SMC-curve
穏やかな星形成銀河多様性の議論が不十分
Elbaz+11;Rodighier+11; Whitaker+14; Hagen+14; Vargas+14;kusakabe+15

多様な星形成活動の議論が不十分-星種族とDMHの結びつき① 星種族パラメーターの多様性 ?

少ないサンプル数、浅いデータ、不適切な減光曲線② ダークマターハロー(DMH)と結びつけてない

多様な星形成活動の起源を議論するには、LAEsをsub-sampleに分け、星種族とDMHの質量を同時に求める必要がある

本研究の概要
ターゲット:z~2のLAEs・成長した銀河のパーツ(=進化の鍵)となる小質量銀河
・宇宙で最も星形成が活発な時代多数のsubsampleに分けて、星形成率、星質量、ダークマターハロー質量を導出★形成初期の爆発的星形成銀河を発見★

データとサンプル
領域

SXDS ﬁeld

特徴

UV-NIRの深くて広いdata

天体数
band(SED ﬁt)

Reference611

Subaru/Suprime-Cam B, V, R, I,zUKIRT/WFCAM J, H, K
Spitzer/IRAC 3.6, 4.5, 5.8,
8.0um
Nakajima+12 (N=890)(sample1) Giavalisco+04; Hildebrandt+06; Nonion+09; Grogin+11; Koekemoer+11; Magnelli+11; Lutz+11;
Elbaz+11; Brammer+12; Nakajima+12; Magnelli+13; Skelton+14; Kusakabe+15 (sample2) Lawrence+07;
Furusawa+08; Foucaud+11; Nakajima+12; Ashbt+13; SpUDS (PI:Dunlop)

解析の流れSXDF 611天体
4 3=12
サブサンプル
スタッキング解析
SED ﬁt星種族パラメータ

フラックス密度 fν星形成活動を反映しそうな
4つのUV物理量でサンプルをそれぞれ3分割

LLyα
Lyα光度βUVスペクトルの傾き

EWLyα
Lyα等価幅

MUV
紫外線等級

Llyα
(1216Å)UV
静止系(1600Å) 波長λクラスタリング解析
DMH質量

LAEsの分類条件

紫外物理量に応じて~200 LAEs

3サプサンプルに分ける

UV赤いUV青いUV明るいUV暗いLAEsの分類条件
Llyα 明るいselection
bias

UV明るい

NB observation
bias

UV暗い

Llyα暗いLAEsの分類条件
EWLyα,r大きい

selection
bias

UV明るい

NB observation
bias

UV暗い

EWLyα,r小さいスタック後のスペクトル
MUV: 紫外等級

β: UVスペクトルの傾き

Llyα: Lyα光度

EW: Lyα等価幅

MUV暗い、β青い、輝線が強い
MUV明るい、β赤い、輝線が弱い
各物理量のmediumサブサンプルのSED fit
UV 明るい・BC03+emission
・Salpeter IMF
・constant SFH
・SMC-curve (Calzetti-curve)

UV 暗いLAEsの星形成活動の多様性
z~2の星形成活動

UV暗β青Lyα強

明るいLAEsの先行研究(Calzetti)
SFMS
穏やか星形成UV明β赤allmedium Lyα弱・2/3はSFMSの外挿にのる、穏やかな星形成銀河
・SFMSは109M¤まで続いている
・1/3は~107M¤という低質量で爆発的星形成
Elbaz+11;Rodighier+11; Whitaker+14; Hagen+14; Vargas+14

ダークマターハロー (DMH) 質量

重いDMHの銀河ほど強く群れている
LAEsの天球分布

ランダム分布からのずれ

y(pix, 1pix=0.2arcsec)

10000

5000

0-5000角度相関の振幅Aω

02000
unmasked high SN area
all LAEs

4000
6000
8000 10000 12000

x(pix, 1pix=0.2arcsec)

灰色:使用領域 黒丸:LAEs

Aωωobs: Landy&Szalay+93(error: poisson)ωmodel: Simon+07,
β=0.8 固定, θ=40-1000 をﬁt

群れ具合からDMH質量の導出
ΛCDM model

3次元の相関長(Tinker+10)DMH質量LAEsのダークマターハロー質量Mh
MS銀河

north除く
(赤+緑)

全領域
(赤+緑)

UV暗β青
Lyα強・二極化して幅広く分布している可能性
・青色サンプルは、Mhが非常に軽い可能性
Behloozi+13現在までの星形成活動の効率

現在までの星形成活動の効率(SHMR=M*/Mh)north除く MS銀河
(赤+緑)

UV暗β青
Lyα強全領域(赤+緑)

・青サンプルの M*/Mhが非常に高い可能性
ガスの変換効率 BCE=SFR/ガスの降着率 >1 ?
• Mh 小 → SHMR, BCE 大 or Mh 大 → fgas 大Behloozi+13

青色サンプルはどんな銀河か？
UVが暗い、β青い、Lyα強いLAEs
・Nebular emissionが卓越

・星質量が非常に小さい: 107M¤
・年齢が非常に若い: 数Myr

・星形成が爆発的: 比星形成率 > 10-7 /yr
・DMH質量が非常に軽い: . 1010M¤?
・ガス変換の効率(BCE)が高い: >1?
→星形成活動が平衡状態にない

形成初期の爆発的星形成銀河
個数密度~6 10-4 /Mpc3MS銀河

青色サンプルの星形成メカニズム①星形成率 > ガス降着率を実現し得るシナリオ(a) 銀河の中にたまっていたガスが一気に星に化けた(b) 偶然銀河にガスが一気に降ってきて星に化けた(銀河合体)
ガスが非常に豊富 (どこかにガスが蓄えられていた)②非常に高い星形成効率が必要となること
Mh.1010M¤ → ガス質量. 109M¤
星形成効率: SFE =星形成率/ガス質量 &10-8yr-1
少なくとも、IRで明るい爆発的星形成銀河
銀河内のdense cloud並みの高さ

本研究のまとめ
LAEsを用いたz~2の小質量銀河の星形成活動
・星形成活動は多様

・約2/3はSFMSにのる穏やかな星形成銀河・約1/3は形成初期の爆発的星形成銀河: 青色サンプル
高いガス変換効率、高い星形成効率
本研究で初めて発見 (~200天体)

Subaru/ HSCで統計を改善、詳しい研究が可能!
→超遠方銀河のヒント→銀河形成理論のテスト

z~2の星形成活動①

ISGsの進化②③①爆発的星形成のまま進化

・ガスの供給が追いつかない・進化経路上に十分な数にLAEが見つからない②星形成率一定で進化しMSに融合

・進化経路上に十分な数のLAEが見つからない・ダークハローの成長が追いつかない○③星形成率が急降下

・高いガス変換の効率と合う物理量