0<z<2 における銀河のガスの割合の進化:!
観測とモデルの比較

諸隈 佳菜 (国立天文台 野辺山宇宙電波観測所)
関連論文:
KMM & Baba, in prep
KMM et al., PASJ, accepted (arXiv:1501.02915)

内容
1. INTRODUCTION (銀河進化の痕跡残すfmol)
2. DATA (比較する観測・理論研究)
3. RESULTS (fmol進化の質量依存性の再現)
4. DISCUSSIONS (観測と理論の差の原因)
5. SUMMARY, SKAへの発展

SKA研究会@三鷹 (2015/03/04)

1. INTRODUCTION

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

銀河進化の理解… 観測を再現する銀河形成モデルの構築
観測…観測事実。でも色々な天体のスナップショット。

Toshikawa+2012

理論(モデル)…同じ天体の進化。

A1689, HST

Coma, HST時間時間

相補的Vogelsberger+2014

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

問題点: 銀河の光度(質量)関数…銀河形成理論モデルではmassive、低質量銀河を作りすぎてしまう。。
モデル

Halo mass functionと一定のM/L
Cooling timescale (White & Rees1978)
Photoionization (Benson+2002)
Photoionization+Merging

観測された光度関数
Cole et al. (2001)

Kochanek et al. (2001)
Huang et al. (2003)

Benson+(2003)

解決策:
ガスを冷えにくくしたり、なくして星形成抑制。

星形成に直接関わる低温ガスの性質も再現している？

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

注目するパラメタ: バリオン(星とガス)に対するガスの割合
Mgas
fgas =Mgas = MHI + MH2 本当はHIのデータも必要!
M? + Mgas
SKAでのHIサーベイ
星の死

ガス降着

ガス放出

M101/HST Gallery

星形成

fgas <̶ ガス降着・星形成・ガス放出の歴史

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

CO観測による銀河の分子ガスサーベイの発展

HI輝線の観測はz<0.2くらいまで…

0<z<0.1
SDSS (York+2000),
2dFGRS (Colless+2001)星質量(分子)ガスの質量0.1<z<2
DEEP2 (Davis+2003),
COSMOS (Lilly+2006)

0.05<z<0.4
0<z<0.05
COLD GASS EGNoG (Bauermeister(Saintonge +2013), Geach+2011,
KMM+2015+2011)

0.00.1~数百万天体

1<z<2Daddi+2010
PHIBBS (Tacconi+2012

~数百天体

2.0

赤方偏移0<z<2の銀河の星、分子ガスのデータが集まりつつある！
星形成の最盛期 ̶> 現在における銀河のfmol進化

Hopkins & Beacom 2006

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

銀河形成・進化に関する、統計的理論研究の発展
銀河の統計的性質 (光度関数など)
準解析的モデル (SAM)

e.g., Kauﬀmann et al. 1999;
Somerville & Primack 1999; Coleet al. 2000, …

数値シミュレーション (SIM)

Schaye+2010 (OWLS), Okamoto+2014, Thompson+2014,
Vogelsberger+2014 (Illustris),
Schaye+2015 (EAGLES),

H2分子形成モデル
Obreschkow+2009, Lagos+2011,Fu+2012, Popping+2014

Duﬀy+2012, Christensen+2012,
Thompson+2014, Tomassetti+2015

観測との直接比較が可能に！

2. DATA1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測データ

CO Data
Indirect method: SFR -(KS則)-> Gas -(Pressure-based H2)-> H2

理論研究データ

KMM & Baba, in prep

3. RESULTS

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測データ同士の比較

Mmol
バリオンに対する fmol =M? + Mmol
分子ガスの割合

P12: Popping+2012(indirect method), MM15: KMM+2015, T13: Tacconi+2013, D10: Daddi+2010, G11:Geach+2011, B13: Bauermeister, S11: Saintoge+2011-星形成銀河Preliminary
全サンプル

間接的手法CO data

0.1<z<0.5でもCO観測とP12(星形成)一致。P12式はCO観測をよく再現。
- P12式: massive側(>1011Msun)、lower-zでfmol大。--> 適用限界？
fmol進化の質量依存性: 銀河の星質量進化(Leitner 2012)を考慮に入れると、
z=0で1010、1010.5、1011 Msunに進化する銀河のfmolはz=1から1/8、1/6、1/4に減少。
- しかし、z<1における低質量銀河のCO観測が少ない。

KMM & Baba, in prep

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測と理論研究の比較 (準解析的銀河形成モデル)

Mmol
バリオンに対する fmol =M? + Mmol
分子ガスの割合

F12: Fu+2012--Preliminary

z~0: 2*1010 MsunあたりではP12(全体)と合うが、massive、低質量側で過小評価。
- ただしCOの観測とは一致。
z~1-2: massive側はP12(全体)と合うが、低質量側では過小評価。
- CO観測と比べると過小評価。

KMM & Baba, in prep

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

観測と理論研究の比較 (宇宙論銀河形成シミュレーション)

Mmol
バリオンに対する fmol =M? + Mmol
分子ガスの割合

Du12: Duﬀy+2012, AGN feedbackなし-Preliminary

z~0: massive側ではP12(全体)と合うが、低質量側で過小評価。
z~1-2: massive側はP12(星形成銀河)に近づくが、低質量側では過小評価。
- CO観測と比べると過小評価。

KMM & Baba, in prep

1. INTRODUCTION

2. DATA

2. RESULTS

4. DISCUSSION

5. SUMMARY

結果のまとめ
1) どの時代もmassive銀河ほどfmol小。
2) fmol進化の星質量依存性: massiveな銀河はz~1の時点で大半のガスを消費、低質量はz<1でガスから星に変換。
3) Popping+2012のﬁtting式は>1011 Msunでは使えない？
4) 理論研究は1)と2)の定性的な傾向を再現。
5) 理論研究から予想されるfmolは全体的に観測よりも低い。
1) z~0では低質量側(<1010Msun)とmassive側(>1011Msun)で過小評価。massive側はCO観測とは合う。low-z+massive側ではPopping+2012のﬁtting式が適用できないだけ？
2) z~1-2のPopping+2012(全体)massive側の特徴は再現。

KMM & Baba, in prep

4. DISCUSSIONS

1. INTRODUCTION-

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: 観測的研究 (1/2)“明るい天体”へのバイアス。
- サンプル抽出条件や、観測感度を考慮に入れると、観測に近づく(Kauﬀmann+2012; Popping+2014)。
現在

青・赤: モデル
記号: CO観測
点線: 間接的手法

過去
Popping+2014

改善？

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: 観測的研究 (2/2)-CO-to-H2変換係数(αCO)の不定性。
- ﬁxなαCOを使用すると、fmolを過大評価する可能性があり、αCO(Z,WCO) (Narayanan+2012a)を使うと宇宙論的シミュレーションから予想される値と合う(Narayanan+2012b)。
一定αCOガスの割合

New αCO分散↓

観測とシミュレーションの差
Michalowski M*, 一定αCO
Michalowski M*, New αCO
観測＞モデルhigh-z disk
Hainline M*, 一定αCO 観測＜モデル
SMG
Hainline M*, New αCO
可視で暗い電波銀河
数値シミュレーション Narayanan+2012b改善？

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: 理論的研究 (Feedbacks)
Silk & Mamon, 2012

Croton+2006,
Sijacki+2007,
Okamoto+2008
Larson 1974; Dekel& Silk 1986…

ガスを吹き飛ばす or 加熱し、更なる星形成を抑制。
̶> cold gas成分が減りすぎた？

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

観測と理論研究の不一致の理由: Feedbackの入れ方？
ガスリッチ

KMM+2015

種族合成モデル・PEGASEとの比較。
各銀河タイプの可視スペクトルを再現する進化シナリオでの計算。
non-zero gas fractionで、古い星からなる銀河を作るのは困難。。

ガスプア

若銀河の星の年齢

古ガスを残しつつ、星形成を止める
feedbackの必要性を示唆。
e.g.) Morphological quenching(Martig+2009)

5. SUMMARY

1. INTRODUCTION

2. DATA

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARY

Q. 銀河形成進化モデルは銀河の質量関数(星成分)を再現するように銀河内のガス量を調節。観測されるfmol 進化(~ガス降着、星形成、ガス放出の歴史)は再現してるか？？
観測されるfmol進化の質量依存性を理論予測と比較
A. 観測と理論の不一致-massiveな銀河ほど初期にガスを減らしているという観測の傾向を再現。
しかし、全体的に観測よりもガスの割合が低い。
- 特に質量の大きい(>1011 Msun)銀河、小さい(<1010 Msun)銀河におけるガスの割合が低い。

[考察] 観測の不定性だけでは観測と理論の不一致は説明できない。

-ガスをある程度残すことのできるフィードバック過程が必要？？
- 単純にガスを抜き去って星形成を止めるわけではない？？

KMM & Baba, in prep

SKAですべき(したい)こと…
feedback以外の銀河進化モデルの不定性の解消

1. INTRODUCTION

2. DATA

H2形成モデルの検証
低温ガス

3. RESULTS

4. DISCUSSIONS

5. SUMMARYHIとH2に分類

H2形成モデル星形成
H2からのSF

H2形成モデルの違いで異なるHI/H2進化

Pressure-basedz>2…H2/HI比がゆるやかに減少。
z<2…H2/HI比が減少。

SKAでHI質量分布進化

ALMAでH2質量分布進化+独自の銀河進化モデルの構築

Cosmic HI、H2 densityの比Metallicity-basedz>2…H2/HI比がほぼ一定。
z<2…H2/HI比が減少。

Fu+2012

H2 richMetallicity-based

H2 richPressure-basedFin