天文・天体物理若手夏の学校

銀河・銀河団分科会

大規模構造と銀河形成と研究生活

百瀬莉恵子 (Carnegie Observatories)

!"#$%&'(めちゃうまメキシカン)*+,-./01234567#89:*;,-<=>?@AB<CD#89:*E,-FGH#IJKL#89:*M,-NOP"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

個人の見解だよ！

㛻釨嘗啶鵰‫כ‬ꉏ媞䎬䡗

5XP.BJO1SPDFTTFT'PS4UBS'PSNBUJPO2VFODIJOH

Internal / Mass Quenching

External / Environmental Quenching

質量成長に伴う物理プロセス
e.g., Stellar wind, AGN or SN feedback

周囲の物質との相互作用に伴う物理プロセス
e.g., Galaxy mergers, Ram pressure stripping"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅© NCSA/NASA; L. Calзada (ESO)

(BMBYJFT"T"1SPCF0G5IF$PTNJD8FC

Gas Density"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

Matter Density

Stars (Galaxies)© IllustrisTNG simulations

%JTDPSEBODFTPG0WFSEFOTJUJFT#FUXFFO-"&TBOE0UIFS(BMBYZ1PQVMBUJPOT

HAEs’
overdensity

Shimakawa+17 (from his talk slide)"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

Also Overzier+08;
Toshikawa+16; Shi+19; Ito+21

/FVUSBM)ZESPHFO(BT#Z-Zę5PNPHSBQIZ

Background Light★

Intervening HI clouds

Earth Background Light★
★★

Intervening HI clouds

Earth

Lee+16,18

Lyα forest absorption

Lyα forest tomography✦ IGM 中の HI 雲連によって生じる吸収線✦ 複数視線から三次元的に Lyα forest absorption の✦ IGM の観測指標✦ 基本得られるのは一視線の情報"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

※ IGM = intergalactic medium

分布を再現する手法✦ LBG のような明るい銀河も背景視線として使用

/FVUSBM)ZESPHFO(BT#Z-Zę5PNPHSBQIZ

Pros✦ IGM の三次元分布が得られる✦ 銀河分布より詳細に DM 分布の推定が可能

Cons✦ 観測に時間がかかる✦ 可視観測では z > 2 かつ、詳細研究も z ~3 が限度"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

Lee＋14.BUUFS%FOTJUZ.BQ'SPN0CT5ISPVHI/VNFSJDBM5FDIOJRVF
Ata＋22元となる銀河分布 (観測)観測と一致するMatter density を推定し大規模構造を再現
構造の過去・現在・未来"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

が推定できる.BUUFS%FOTJUZ.BQ'SPN0CT5ISPVHI/VNFSJDBM5FDIOJRVF+ProsCons✦ 銀河/Lyα tomography 単体より

✦ Lyα tomography に依存

精密なDM の三次元分布が得られる"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅Horowitz+21

%JSFDU.BQQJOH5P.BUUFS%FOTJUZ#Z8FBL-FOTJOH

Pros✦ DM の直接推定が可能Cons✦ 頑張って z < 1.5 くらいまでか"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅✦ Resolution は粗い©NAOJ; Oguri+18樟‫׾ם‬鈝峮䧗嘅‫׾׻מ‬㛻釨嘗啶鵰‫כ‬ꉏ媞䎬䡗0WFSEFOTJUJFT'PVOE*O-Zę5PNPHSBQIZ
IGM 密度 map

少←銀河密度→多HI underdense

HI overdense"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅強い←Lyα 吸収の強さ→弱い

Newman+22

$PNQBSJTPOPG5IF-BSHFTDBMF4USVDUVSFCZ5SBDFSTHI Gas Density

Galaxies"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅⇅定性的にはよく一致している

Nagamine+21

$SPTT$PSSFMBUJPO#FUXFFO-Zę'PSFTUBOE(BMBYJFT【Cross-correlation in Our Study】

δgWeak Lyα absorption
Underdense↑↑Mean density↓↓【Projected Lyα Tomography Map】

Overdense
Strong Lyα absorption

δF：Flux excessFδF =−1⟨F(z)⟩Galaxy
RM+21a"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

RM+21b

RM+21b0CTFSWBUJPOBM%BUB

The cross-correlation between Lyα 3D tomography map and galaxies
Light From
【 Lyα 3D tomography data 】(b)
Background Galaxies

M＊òM＊òM＊ò



**-ZVMʻ-MDHò Cosmic web
HI gas in foregroundMDHòMDHò
Lee+16,18MDHò(d)(a)(A) Theoretical Results

CLAMATO(Lee+16,18)
(e)(b)【 Spec-z catalogs of galaxies 】

Lyαemitters (LAE)
LAEs
Hαemitters (HAE)
HAEs[OIII]emitters (O3E)
O3Es
ActiveAGNsGalactic Nuclei (AGN)
Submillimetergalaxies (SMG)
SMGs
Cross-correlation
between δF and galaxies(Stellar)
Continuum-selected galaxies
Cont. selected

LBGs(SSNHSH_PLZ

Weak Lyα abs.
Population
Low
HI density
・Catalog✦ Footprint: 0.157 deg2 in the COSMOS field

O3E(B) Observational Results
LAEAGN

1921

ò✦ Volume : 3.15 x 105 h−3 Mpc3˄ʻ-ò:-9òP
✦ Redshift : 2.05 < zStellar<2.55
mass:-9òPPòZ:-9òP
:-9òPPP"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅M＊ò
Z:-9òPP
:-9òP]
M＊òDark halo mass Number*.4MDHò
MDHò
MDHò

0.4YLNPTL

85

RM+21a and reference therein%FQFOEFODFPO(BMBYZ5ZQFT0&T"T"5ZQJDBM4'(T0.10

Weak Lyα absorption
Underdense

0.05

↑
↑

Mean density

0.00[OIII] emitters (MDH = 1011−1012 M◉)✦ Lyα absorptions は単調減少✦ 銀河の分布は IGM 分布とよく一致↓↓−0.05

ξδFOverdenseStrong Lyα absorption−0.10※ Flux excessFδF =−1⟨F(z)⟩−0.15−0.20−0.25 010Cosmic Web
IGM (HI)
Galaxy101r [Mpc/h]"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

102
RM+21a0.10

%FQFOEFODFPO(BMBYZ5ZQFT-"&TWeak Lyα absorption
Underdense

0.05

↑
↑

Mean density

0.00✦ 全体的には O3E の CCF と似ている✦ 中心 4 Mpc にわたる強い Lyα 吸収の検出✦ LAEs は IGM の高密度領域から数 Mpc 離れて分布↓↓−0.05Lyα emitters (MDH = 1010−1011 M◉)

ξδF

Overdense
Strong Lyα absorption−0.10F
δF =−1⟨F(z)⟩−0.15−0.20−0.25 010

Cosmic Web
Overdense region
IGM (HI)
Galaxy101r [Mpc/h]"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

102
RM+21a3FTVMUTPG-P4%JSFDUJPOT

1) 視線方向の解析

2) 視線に垂直な二方向の解析

銀河からの距離(奥側)FarsideNear side銀河からの距離 (手前側) r メガパーセクr メガパーセク−0.4

ξδF−0.1

Overdense region"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅

−0.1

南北方向

−0.2−0.2δ

Galaxy➡ LAEs は高密度領域の手前に分布している傾向

0.0

視線銀河

LAE(a)LAE
LAEs

東西方向0.0
視線(b)
O3E
O3Es

0.1

−0.3

−0.3−0.4−0.4 010−0.4−0.4 02
10101r3D [h Mpc]
−1All-direction
Nearside
Farside−0.6101102−0.6

r3D [h Mpc]
−1

✦ O3E: Near side と far sides で CCF に違いはない✦ LAE: Near side の signal が far side より弱い
RM+21c

Numb

10−1

(BMBDUJD1SPQFSUJFT0O5IF$PTNJD8FC"U;
10Mass completenesslog (M＊/M ) < 10.5log (M＊/M ) ≧ 10.5−22log (SFR/M yr−1)(a)−21−7(b)−80 −9−10−11−1−12−13yrani (a)(b)

21yra0nilime
こちらの結果はrP
P10
まだ公開できません。
ご了承ください。

Schreiber+15
Void
Sheet
Filament
Nodemilre

Number Fraction

02 −1log (sSFR/yr−1)−1log (SFR/M yr )3 1

log (SFR/M yr−1)

30

Schreiber+15−1
10VoidSheet
Filament
Node

8.5 9.0 9.5 10.0 10.510
11.0 11.5 12.0−2log (M /M yr )"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅(b)3−2−148.0＊−1−1−2(c)log (sSFR/yr−1)

3(a)

−8−10

Mass completeness−12−14 010log (M＊/M ) < 10.5log (M＊/M ) ≧ 10.5

101

DNode [h–1 cMpc]

102
RM+22b in prep4VNNBSZ㛻釨嘗啶鵰؅鈝峮氳‫מ‬䫟㲊‫עמ׾׌‬✦ ꉏ媞‫⮆ס‬䄭؅榫ַ‫╚ֿס׾‬孱‫ֿד‬յ-"&‫ס☽מֹ׻ס‬ꉏ媞牊仌‫⮆ס‬䄭‫כ‬樟‫׾ם‬㕙⺬‫׵‬✦ ꉏ媞♓㛙‫׵מ‬յ-ZęUPNPHSBQIZ‫╈׾׻מ‬䓪姡碛‫⮆ت؝‬䄭յ

TJNVMBUJPO؅磝‫ג׎؂⺬ײ‬%.NBQյ8FBLMFOTJOH‫׾׻מ‬%.EJSFDUNBQ‫׾ֵלם‬ꉏ媞♓㛙؅䧗嘅‫ג׊כ‬㛻釨嘗啶鵰‫ס‬溿狒‫־׾ֵחח׽־؂ֿ⛰׼־‬✦ -ZęUPNPHSBQIZ67‫ך‬伺‫ַ׾‬ꉏ媞ֿ㵼‫(*ַם‬.PWFSEFOTFSFHJPO‫ס‬氦釤✦ 鈝峮䧗嘅‫❣מ‬㰆‫׊‬յPWFSEFOTFSFHJPO‫ס‬䣆⯥⣐‫ג׿׈تؓؕفמ‬ꉏ媞⮆䄭✦ [‫׾ֽׄמ‬NBKPS‫ם‬ꉏ媞䎬䡗‫ס‬ESJWFS‫ע‬NBTT‫ֿד‬յ

IJHINBTT‫ח־‬IJHIEFOTF‫ע‬FOWJSPONFOU‫ ׂⲖ׵‬PWFSDPOTVNQUJPO؅炐〝‫־‬"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅ٚؕ‫ن‬٠‫فؠ٭‬ٚ٤‫ت‬
こちら講演時のみの公開とさせていただきます。
ご了承ください。

宾㛙‫סך‬溿狒榟孨
こちら講演時のみの公開とさせていただきます。
ご了承ください。

㛻釨嘗啶鵰‫כ‬ꉏ媞䎬䡗‫״כױ‬✦ ꉏ媞♓㛙‫عס‬ٝ‫׵٭ئ٭‬嫰泘‫̜׾ַי׿׈‬-ZęUPNPHSBQIZ 3FDPOTUSVDUFENBQ✦ ꉏ媞♓㛙‫ס‬釱憠‫ך‬㛻釨嘗啶鵰؅釤‫כ׾‬յꉏ媞䎬䡗‫מ‬꞊‫׾׌‬二‫םג‬湳釤ֿ䐂‫׾׿׼‬ٚؕ‫ن‬٠‫فؠ٭‬ٚ٤‫ت‬✦ 㳃仌‫◄ס‬䗯‫׾׌ⱱ⶜י׎؂⺬מ‬宾㛙‫סך‬溿狒榟孨✦ 䑒ꯄ‫ַֿםעך‬䐂‫׈ׂגעס׵׾‬؆ֵ‫׾‬"VH 㛾乃٬㛾⛮擻杼萴䣆㛉‫ס‬㰢劅舅⮆‫׽׻⛰ע⛮ס‬㛻⮉

㍭‫׼גזֵֿכ׆גז‬⟓갔‫מ☔׾׀ך‬注鐶‫ֹ׻׊‬扛杼‫׍׎‬哧‫ׂ׊‬溿狒‫ֹ׻׊‬

個人の見解だよ！