２００４年１２月２６日、東大本郷

次世代天文学シンポ
サイエンス検討班（銀河班）
講演者
児玉（ＮＡＯＪ）、千葉（東北大）、須佐（立教大）、阪本（ＮＡＯＪ）、松下（理科大）、河合（東工大）

銀河班 班員構成
遠方銀河講演 ①

局所銀河講演 ②

講演 ④

講演 ③

講演 ⑤
講演 ⑥

２００４年９月１日、２日の二日間、国立天文台三鷹において、銀河班の会合を行った。
但し、この時点では、当初予定されていた既存将来プロジェクトの概要は発表されていなかったので、必ずしもプロジェクトに沿った検討内容にはなっていない。

光赤外分野（遠方銀河）
太田（耕）、松原（英）、美濃和、山田（亨）、児玉光赤外将来計画検討班の「銀河班」で検討された内容が主。
銀河班 ： 児玉（班長）、大内、太田（耕）、小林（尚）、須佐、西、松原、山田（亨）

銀河の形成と進化を実証的に解き明かす
1512

銀河団形成 (10 M◎)

銀河形成 (10 M◎)

Moore et al. (1998)

Bekki & Chiba (2001)

現在の標準宇宙モデル（ＣＤＭ）では、小さな天体が先に生まれ、それらが重力で寄せ集まってより大きな天体が形成されてくると予想されている。

遠方銀河のキーサイエンス（光赤外将来計画検討会、銀河班レポートから）• 初代天体の発見と宇宙電離史の解明
Æ スペース広視野撮像、分光追観測（Lyα, Hα）• 形成途上銀河の内部構造の解明
Æ 面分光（IFU） Lyαは地上、Hα/NeＩＩはスペース• 銀河形態、種族の起源の解明
Æ スペース広視野撮像、地上ＡＯ撮像、地上分光（アセンブリ、ｚ＞３の形態）（ｚ＜３の形態）（内部運動）

地上超大型（３０ｍクラス）とスペース大型（３．５ｍクラス）の両方必要

次世代光赤外望遠鏡の必要性• 波長限界サンプルバイアス（LBG/LAE：静止系紫外光）
Æ スペース赤外ーサブミリ• 視野限界HST（3.5’: 1.5Mpc）, 8-10m赤外（2’）Æ広視野赤外カメラ• 空間分解能限界
地上実視（0.5”:4kpc）, スペース赤外（>1”）Æ大口径・AO• 分光限界AB〜２３等（M*+1＠ｚ＝１） Æ 大口径

形成途上銀河の内部構造（宇宙最初の20億年）

ｚ=4 （120億年前）

ｚ=3 （110億年前）

Yamada et al. (2003)

Matsuda et al. (2003)

複数の塊に分裂している

電離水素ガスの巨大で淡い塊

原始銀河雲の冷却？ 第一世代星による電離ガス？

面分光 Æ 内部運動（回転、アウトフロー）、物理状態（電離、励起、重元素量）

SAURON (IFU on WHT)

近傍楕円銀河の直交回転コア
Davies et al. (2003)
IFU（面分光）が次世代銀河天文学の目指す道の一つ！

銀河形成のダウン・サイジング
赤＝古銀河の欠落

80億年前の銀河（z=1）
色

Kodama et al.
(2004b)

青＝若

明るい＝大きい＝重い

暗い＝小さい＝軽い

明るさ
大きい銀河は速く成長し、小さい銀河はゆっくりできるダウン・サイジングと階層的銀河形成とは？
銀河形成バイアス（先天的環境効果）？
＋小銀河の初期星形成抑制（背景ＵＶ、フィードバック）
星形成の継続（ガスは出戻る）？
Æ 銀河形成期の内部構物理状態と環境依存性を調べる必要
Æ AGNに見られるダウン・サイジングとの関係

〜「銀河動物園」から「銀河科学館」へ〜

BzK
星形成赤銀河ERO
DRGHigh-z Zoo
SMG

極赤銀河

サブミリ銀河

SFR
b=
Mstar

（銀河形成段階）

LAE

Lyα輝線銀河

Mstar

LBG

ライマンブレイク銀河

星質量選択の様々な初期銀河を共通の物差しで比較！
スペース赤外（２〜１０μ）が次世代観測天文学の目指す道の一つ！

赤外〜電波での広視野撮像・分光が鍵• 近赤外光度＋色

Æ 星質量 (Mstar)

1010 M◎ @ z~3 (Spitzer), 10 9 M◎ @ z~7 (スペース3.5m)• 狭帯域撮像／分光 Æ Hα輝線 (SFR),NeII,FIR
地上（0.4<z<3）、スペース（z>3）

Æ ＣＯ、Ｈ I (Mgas)• 電波（ＡＬＭＡ）

Φ(giant)
Ｒ ＝ Φ(dwarf) ： 質量集積の段階
SFR
ｂ＝： 星形成活動の段階
Mstar
Mstar
ｃ＝： 星からガスへの変換割合
Mgas
これらを、時間、環境、質量の関数として比較するÆ 銀河形成史
（時）

（空）

（重）

SPICA/JTPF （スペース3.5m）
限界星質量

Photometric Redshift at 5-10μm109810 9 M ◎ to z~7 for passive evol.

Based on Kodama et al.’s (1999) model

スペース赤外（２〜１０μm）が次世代観測天文学の目指す道の一つ！

銀河ハッブル系列

銀河形態の発現はｚ＞１（80億年以上前）
ｚ〜2--3 ライマンブレイク銀河

ｚ〜１ 渦巻銀河λrest=1700Å, 4300Å
λrest=3000Å, 6500Å

一辺は４秒角（32kpc）
Dickinson (200), HDF-N

銀河形態＆種族の起源を探る• 視覚形態• 質量集積• 内部運動これらの進化を環境との関わりあいの中で見る必要がある！
（形態ー密度関係）

銀河形態の見え方の実験
Minowa, Kobayashi et al. (2004)
g’u’r’
元銀河（Ｓａ）
i’

z=1.4

1.9

3.6

5.2

結論
ｚ＜３は地上（ＡＯ）
ｚ＞３はスペースz’

2.50.03” = 240pc

地上２０m＋ＡＯ （Ｋバンド）

z=2.9

3.6

6.4

9.0

4.70.21” = 1.6kpc

スペース３．５m （Ｌバンド）

銀河の星質量集積（アセンブリ）
Baugh et al. (2002)

Bekki & Chiba (2001)

モデル

z=310星質量

階層的銀河形成モデルでは銀河の質量関数が時間と共に大きく変化する。

Distant Red Galaxies (DRG) at 2<z<3by the FIRES Survey
Franx + (2003), van Dokkum + (2003), Forster Schreiber + (2004)
DRG

10^11Msun

LBG

Significant mass contribution at high-z Universe: DRG ~ 2×LBG！

Tully-Fisher Relation of
Spiral Galaxies

Magnitude

Fundamental Plane of
Elliptical Galaxies

log ⊿V
Bender et al. (1992)

γＦＰ ： Ｍ／Ｌ ∝ Ｍ

Tully & Fisher (1977)

Evolution of FP and TF
FPTF

Coma
(z=0.024)
MS1054(z=0.83)

van Dokkum et al. (1998)
Vogt et al. (1997)z~1までは単純な光度進化のみ
ｚ〜１が８−１０ｍ望遠鏡の限界。ｚ〜２まで行くには、３０ｍ望遠鏡が必要。

すばるが見た遠方銀河宇宙の大規模構造
z~5 (〜１０億年)

Lyα輝線銀河（Shimasaku et al. 2003）

z~0.4 (〜１００億年)

銀河団周縁部（Kodama et al. 2001）

Æ 広視野観測の重要性（１平方度以上）

大局的星形成史を（環境、質量、形態）の関数で！

ρ(SF)大質量星の寄与

HαFIR

ρ*
*

小質量星の寄与副産物として宇宙のＩＭＦを測る
・ρ(SF) / ρ*IMF (z)Mstar

光赤外（遠方銀河）のまとめ• スペース ３．５ｍ＋広視野赤外カメラ（１０分角）
銀河形態、質量集積、ダスト吸収銀河• 地上 ３０ｍ＋AO（補償光学）＋IFU（面分光）形成途上銀河の内部構造、物理状態