銀河進化後半戦：
なぜ銀河は星を作らなくなったのか
諸隈 佳菜 (国立天文台)

SKA-WS 銀河進化と遠方宇宙2017@熊本 (2017/01/07-0)

もくじ
銀河進化後半戦：星形成quenching
Mass/Environmental quenching

現在進行中/計画中の分子ガス観測プロジェクト
COMING, ALPACA, ENMA, WLM

銀河進化後半戦：星形成quenching3)
Mpc/yr/M
密度sun
成率log (星形

宇宙の星形成率密度進化

後半

前半~1/20に低下

Madau & Dickinson (2014)

赤方偏移

星形成活動性の低下
質量・環境どっちが大事？ 高周囲の銀河数密度

赤い銀河の割合

低質量銀河は「環境」
大質量銀河は「質量」
Peng et al. (2010)@z=0

低小銀河質量大Quenchingの星質量依存性の赤方偏移進化

log (星質量)

Peng et al. (2010)

Mass Quenching

EnvironmentQuenching0.26

Merging
Quenching
0.58
1.00
赤方偏移

1.51

2.16なぜ、銀河は星を作らなくなったのか？
ガス(材料)量の低下？

星形成効率(質)の低下？

原子ガス->分子ガス->分子雲->クランプ->コア->星KMM & Muraoka submitted

Mass Quenching

Mass Quenching
Silk & Mamon (2012)

理論
観測

銀河光度

Mass Quenching

Subaru/FOCAS (NAOJ)

Cattaneo et al. (2009)ペルセウス銀河団

M82
背景：X線
コントア：電波Halo Quenching

赤方偏移

Dekel et al. (2013)-2/erg s-1 cm3])[n率
Hlog(冷却

ハロー質量 [Msun]

系の質量が大きいと冷却率の低い温度まで加熱されてしまうlog(温度 [K])

Benson (2010)

Mass Quenching

SNeAGN

Halo

質量低質量大質量大質量

いつ？

より最近

より最近

より最近

Dave et al. (2012)の解析的銀河進化モデル

KMM & Baba (2015)

銀河形成モデルと観測を比較：fH2 = MH2/(MH2+M★)
KMM & Baba (2015)
理論モデル

間接的な観測理論モデルは近傍銀河で分子ガスの量を減らしすぎている？？

分子ガスを残しつつ星形成を止めるメカニズムの必要性(e.g., Morphological Quenching, Martig et al. 2009)

Environment QuenchingEnvironmental Quenching
Ram-pressuregas stripping
相手

Strangulation

Galaxy harassment/
tidal interaction

Merger

銀河団ガス

銀河団ガス

銀河

銀河

形態変化

少々なし

ありあり

t
spiral t

短い？

同じくらい短め？

短め？

Referencee.g., Gunn & Gott(1972)

e.g., Larson et al.
(1980);
Peng et al. (2015)

e.g., Moore et al.
(1996)

形態-密度関係 (Dressler 1980)

各銀河の割合渦巻・不規則銀河

低密度

レンズ銀河

低密度には渦巻
高密度には楕円楕円銀河

高密度

各銀河の割合

密度と関係があるのは銀河の色であり、形態ではない

赤い渦巻銀河青い楕円銀河
低密度

高密度
Bamford et al. (2009)

Quenchingのタイムスケール◯短い (突然ガスがは除去される場合)
星の金属量

ガス降着

ガスの除去

Quench!

星質量

星形成
銀河

星形成ストップ

赤い銀河◯長い (ガスの供給が止まった場合)
星の金属量

ガス降着

星質量

星形成
銀河

ガス降着の停止

Quench!

残りのガスで星形成

赤い銀河

Peng et al. (2015)

Quenchingのタイムスケール：長め
4 Gyr前に星形成を止めた場合の星形成銀河

log(星質量)Peng et al. (2015)

赤と青の金属量の差

星の金属量

赤い銀河

Closed boxモデルで説明がつく

log(星質量)log(星質量)銀河団銀河はH2/HI比が高い
おとめ座銀河団銀河

H2/HI比log(H2/HI)

Field銀河

Bothwell et al. (2014)

Kenney & Young (1989)

Field銀河と比べてH2がどのくらい少ないか

銀河団銀河はH2も少ない？
Field銀河より open symbols:
HIが少なくない銀河
少ない
ﬁlled symbols:
HIがﬁeld銀河と同じくらいの銀河

Field銀河と同じField銀河と比べてHIがどのくらい少ないか

Boselli et al. (2014)

ラム圧によるガスのはぎ取り
カラー：可視コントア：原子ガス

Chung et al. (2009)

点線コントア：原子ガス
実線コントア：分子ガス

Vollmer et al. (2008)

原子ガスだけでなく分子ガスもはぎ取られる？？

ラム圧によるガスのはぎ取り
カラー：分子ガス
コントア：原子ガス

Nakanishi et al. (2006)

分子ガスは影響を受けない？？銀河団に所属している銀河はどれも同じように・同じくらい環境効果を受けているのか？？

Projected phase-space diagram (PSD)

どのような環境効果をどれだけ受けているかの指標 (Mahajan+2011;
Oman+2013; Noble+2013; Taranu+2014; Jaﬀe+2015,2016)
Stripped

Jaﬀe et al. (2015)

cluster|vgalaxyvcluster |PSDにおける銀河の軌道

Virialized

R200で規格化した銀河団中心からの距離(R200内の平均密度は宇宙の平均密度の200倍)Projected phase-space diagram (PSD)

どのような環境効果をどれだけ受けているかの指標 (Mahajan+2011;
Oman+2013; Noble+2013; Taranu+2014; Jaﬀe+2015,2016)
PSDにおける銀河の軌道
HI観測の感度：109 Msun

Prps = ⇧galaxy

2Prps = ⇢ICM Vgalaxy⇧galaxy = 2⇡G⌃? ⌃gasProjected phase-space diagram (PSD)

どのような環境効果をどれだけ受けているかの指標 (Mahajan+2011;Oman+2013; Noble+2013; Taranu+2014; Jaﬀe+2015,2016)
PSDにおける銀河の軌道

t~8Gyrt~8Gyrt=0t=0銀河は徐々に銀河団中心へと落ちてくる“virialized”領域にいる銀河は何度か“stripped”領域を通る

z~0.2の銀河団のPSD
Jaﬀe et al. (2016)

NUV-R

HI検出銀河

Rバンド等級

HIが検出された銀河は”virialized”と”stripped”を避けるように分布

銀河進化後半戦のまとめ
銀河進化後半戦は星形成Quenching
大質量銀河はMass Quenching
小質量銀河はEnv. Quenching
それぞれ支配的なプロセスが何かはわかってないタイムスケールが鍵、4Gyrくらい？
ガスを減らしすぎずに星形成を抑制するプロセス

低温ガス研究でしたいこと：
1. Quenchingの原因が、ガス量の低下 or 星形成効率の低下なのか？
2. 支配的なQuenchingプロセスは何か？
宇宙の星形成率密度進化の起源は？
宇宙の分子ガス/原子ガス質量密度進化
Mass/Environment Quenchingの各プロセス
Peng et al. (2010)の図上でfH2, fHI, fgas, SFEで色付け
様々な銀河群・銀河団のPhase-Space diagram上で
fH2, fHI, fgas, SFEで色付け

現在進行中/計画中の分子ガス観測プロジェクト

COMING
ALPACA
ENMA
WLM

現在進行中：近傍銀河CO輝線”撮像”大サーベイ

COMINGプロジェクト (PI:徂徠和夫氏, 北大,CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies)

世界最大

現在進行中の野辺山電波観測所のレガシーサーベイ
238銀河のCO(J=1-0)輝線”撮像”サーベイ2017年6月に完了予定 (100銀河データ取得済み)

現在進行中：COMING
IRAS S100um > 10Jy or AKARI S140um > 10Jy
δJ2000 > -40 deg
楕円銀河・大きな銀河(M31, M33)を除く

おとめ座銀河団銀河：~20個
銀河群：>100個

計画中：

ALPACAgas rich?

gas poor?

(ALMA Large Program ofgAs survey toward Chukan(中間)-redshift gAlaxies)

目的: 銀河形成効率が小質量・大質量銀河で低いのは、ガスの量が少ないのか、星形成効率が低いのかを切り分ける

Failed…

計画中：銀河群・銀河団銀河のCO・HIサーベイ

ENMA (ENvironmental eﬀect on galaxy evolution with ALMA)
目的：銀河群・団進化と銀河進化の関係

WALLABYチームとのコラボ メンバー：
Jing Wang (CSIRO);Kenji Bekki (UWA);
系の質量

動力学
成熟度
銀河数密度

@z=0

Yusei Koyama (NAOJ); Paolo Serra(OAC); Kouichiro Nakanishi (NAOJ);
Tsutomu Takeuchi (Nagoya U.);
Hiroyuki Kaneko (NAOJ); DanielEspada (NAOJ); Sachiko Onodera(Meisei U.)
Cy5ターゲット：Fornax銀河(~60個)
観測周波数：115.271 GHz (CO(1-0))

現在進行中：WLMのALMAダスト連続波観測

目的: 分子雲スケールのガス-ダスト比 vs 金属量関係

Approved!!

まとめ

まとめ

銀河進化後半戦は星形成Quenching
大質量銀河は「質量」・小質量銀河は「環境」
それぞれ支配的なプロセスが何かはわかってない

低温ガス研究でしたいこと：
1. Quenchingの原因が、ガス量の低下 or 星形成効率の低下なのか？
2. 支配的なQuenchingプロセスは何か？

COMING, ALPACA, ENMA, WLM