2020年度 第50回 天文・天体物理 若手夏の学校 (オンライン)

銀河形態- 現状の理解と未解決問題 ( 最新版は こちら )

澁谷 隆俊

自己紹介
北見

✓ 澁谷 隆俊✓ 道民 (寒冷地仕様)✓ 留萌生まれ, 十勝仕込み✓ キーワード：銀河形態, 観測, high-z

宇宙線研@柏, ~5年
銀河形態, LAEs, 星間物質など
天文台@三鷹, 5年
z~7 LAEs, 再電離など
すばる, Hubble, Keckなど

大学websiteより

北見工大 (最北の国立大)

エゾリス (大学周辺にて)

本講演では✓ 銀河形態に関する現状の理解と未解決問題を解説✓ ただ，観測, 可視光, 遠方(z>1)に偏っている (前頁)
✓ 本講演と関連の深い 過去の招待講演資料 (閲覧可能なもの, 2013以降)
ハッブル系列の起源, 但木謙一さん, 2018
恒星種族に刻印された化石情報から紐解く楕円銀河の形成史, 小野寺仁人さん, 2015
円盤銀河の何が問題か？ - 天の川銀河から遠方銀河まで -, 井上茂樹さん, 2013
渦巻銀河ダイナミクス理論の進展と天の川銀河, 馬場淳一さん, 2013

✓ 上記講演と内容が極力重複しないように，
銀河形態について広く浅く解説 (することを目指す)※リンクは2020.8現在

目次

1. 基本事項
2. 現状の理解
3. 未解決問題

1. 基本事項
銀河形態とは
形態の種類
形態の調べ方
注意点

銀河形態とは✓ 銀河の形，Galaxy morphology/shape/structure
Spectral line “morphology” などとも言うが，ここでは扱わない✓ 平面2次元/空間3次元 (+それらを1次元化したもの) で見たときの星, ガスなど の表面/空間密度分布✓ 銀河発見以来, 最も古くから着目されてきた観測量の一つ✓ 銀河形成/進化に関する物理過程を反映 + 銀河進化に影響

銀河形態のスケール大きい (数 - 数十 kpc)
低次

スケール
銀河構造

中心集中度
大きさ
単波長

扁平度, 厚み

小さい (数 - sub-kpc)
高次

銀河内部構造(渦巻, 棒渦巻,
バルジ, 塊状構造など)

銀河間距離 (銀河合体など)

多波長

大きさ

構造間の距離, 分布の違い(ガス, 星など)

銀河空間分布(ACF, CCFなど)へ※大まかな分類, 主なもの, 他にも有り

銀河形態の調べ方
古い

新しい(基本的には)(基本的には)低速, 低精度

高速, 高精度Parametric

セルシック則半径 re r80
セルシック指数 n+2-components fit.
Bulge/Total 比
B/TNon-parametric(長軸短)軸比 q
成長曲線

curve-of-growth

目視

に基づく
半径 re
軸比 q
など

形態指数
非対称度 A
凝集度 S
中心集中度 CG, M20 ,機械学習(形態分類,
回帰など)
スパースモデリング
画像高解像度化など

他にも渦巻銀河のピッチ角ψ, 楕円銀河の円盤型(disky)/箱型(boxy) a4 など※新旧は銀河研究に応用され始めた時期を基に．処理速度, 精度は逆転しているものも．

銀河形態の調べ方
各銀河構造に当てはめると…
機械学習, スパースモデリングn C
re r80大きさ

中心集中度

q (✏) B/T a4
扁平度, 厚み

銀河間距離 (銀河合体など)
close-pairs

銀河内部構造(渦巻, 棒渦巻,
バルジ, 塊状構造など)

C A S G M20
目視 など

目視 visual inspection✓ 目で見て形を判断, 最も古典的✓ 数十万-百万人の市民による判定✓ ~3-10人の天文学者が多数決✓ 一つの銀河に数十人 → 定量化✓ 数千個くらいなら現在でも✓ 充実した tutorial, interface

慣れている天文学者同士なら意見が良く一致するとか

等級毎の完全性など

数万 - 十万個くらいでも頑張れば行ける (e.g., Shibuya+18a)

質問を構造化

すばる/HSC でも

Willett+13, Simmons+17

Paulino-Afonso+17

良い定性判断, 機械学習の教師データ

悪い

労力, 再現性 (but, crowdsourcing)セルシック則
輝度 profile をセルシック則でフィット

通常, 軸比 q なども加えて 2 次元で+ PSF

re 半光度半径n セルシック指数

Sersicn = 4 楕円らしい
n = 1 円盤らしい- 成長曲線などよりも re が求まり易い- 成長曲線は複雑な補正が必要な事も(Curtis-Lake+16)，
PSF の影響も事後補正 (van der Wel+14)

Huang+13

Peng+10
あくまで定量化方法
セルシック則自体に物理的意味があるわけではない

良い

分かり易い, PSF broadening の考慮,
(銀河が”素直な”形をしていれば)ノイズに強い

悪い

パラメトリック, 低速サイズ, 円盤/楕円 - その他の定量化方法
80%光度半径 r80

軸比分布✓ re (= r50 )は n に強く依存✓ r80 → サイズをより統一的に

軸比q (from e.g., Sersic fit)の頻度分布 → 平均的な 3次元形態
扁球

楕円

長球

(oblate)(prolate)N

Size-Mass 関係

どこから見ても幅広い q 分布

丸っこい

- Broken power law- M - Mhalo 関係を自然に説明

軸比 q(= b/a)★

Miller+19, Mowla+19

Kado-Fong+20(他にも定義可)3軸不等楕円Face-on軸比 B/A

2-component Sersic fit
データ

平べったい

(Apparent, projected)(Intrinsic)

バルジ
+円盤

どこから見ても(多くの場合)

バルジ

円盤

残差

Bruce+14

Edge-on
軸比 C/A

楕円

A
B
扁球

C

長球

B/A, C/A の平均, 分散などをパラメータにランダムな方向から見て観測と比較

形態指数
180度回転 R

Abraham+96

abs( I- R )非対称度
Asymmetry

元画像 I

不規則/相互作用

ぼかす B

I-B

凝集度
ClumpinesS

元画像 I

渦巻

中心集中度
Concentration

Conselice 03

他にも

楕円/S0

✓ 形態指数を組み合わせて分類可能✓ しかし, 単純な平面では高精度の分類は難しい → 機械学習

G

ジニ係数 (Abraham+03)

M20 明るいフラックス20%のモーメント (Lotz+04)
Multiplicity (Law+07a)など

良い

ノン-パラメトリック,
単純, 実装し易い

悪い

低精度 (~70-80%)

合体銀河の定義
Close-pairs

力学構造

銀河2
銀河1
30 kpc= 1:1 ~ 4:1 → major merger= 4:1 ~ 10:1 → minor merger(赤方偏移情報 zphot, zspec があれば)Δz が小さいもの (< 0.1, 0.2 など)

z ⌘ |z1

z2 |/(1 + z1 )(e.g., Man+16, 数値は研究によって少し変わる)

Merger

10 kpc✓ Rproj = 10 ~ 30 kpc✓ 光度比 (質量比) L1:L2 (M1:M2)

真面目にやると結構難しそう

ガス, ダスト観測

See also, Ventou+19→ 簡単 + 割と高精度 (major の場合)
→ 統計的研究が容易

銀河2の検出限界に注意
minor だと難しくなる

Simons+19

Isolated
disk

分光データから分類する試み

Díaz-Santos+18

z ' 4.6

歪んだ形態✓ 形態指数 A が高いものなど✓ 他の形態指数との組み合わせも (前頁)
→ 合体 後期段階の検出
Shibuya+14a

銀河間の gas/dust “bridge” の有無

最近は機械学習も (e.g., Pearson+19)

機械学習 (形態分類)
畳み込みニューラルネットワーク (CNN)

楕円

円盤

特異

点源 分類不能機械学習

Heurtas-Company+15✓ 大量の画像+(正解)ラベルを入力✓ 形態的特徴を学習✓ 新たなデータに対して分類

目視

高精度, > 95-99% (明るさなどに依る)良い

高速, 高精度実装し難い (but, Tensorflow など),
悪い
大量の教師データ (but, 転移学習など)
Hausen & Robertson 20

ピクセル レベルの分類もSee, e.g., Ackermann+18,
Domínguez Sánchez+19

機械学習 (Simulation 画像 + 形態分類)
Simulation 画像を入力, 観測画像を分類例) Blue nuggets (BN) の分類

目視判断できないような形態的特徴も学習

CNN

Simulation (VELA)

観測 (Hubble)

pre-BN

pre-BN 候補

BN

BN 候補

post-BN
Heurtas-Company+18

光度, 質量の情報を入力していないのにBN 星質量 理論予想などを再現

post-BN 候補

See also, e.g., Diaz+20, Cavanagh & Bekki 20

機械学習 (回帰)画像から 銀河形態に関する数値を予測

形態パラメータ
(出力値)

教師データ

re

・・・

人工銀河 HSC 画像+
Hubble で形態 param が既知の銀河の HSC 画像

HSC 画像(様々な深さ)= ~10万枚

n
・・・

連結

q

concatenate

PSF 画像 (必要に応じて variance, mask 画像)
PSF 画像あり

re, output [arcsec]

測定時間 [年]PSF 画像なし

4年2日!!
Sersic fit

学習自体も
数時間

機械学習

(5000万個の銀河の re を測定した場合)

re, input [arcsec]
Umayahara+in prep.
See also, Tuccillo+18, Ribli+19

re, input [arcsec]→ HSC, VRO, RST 時代に必須の技術 (後述)
(LSST), (WFIRST)

画像高解像度化
敵対的生成ネットワーク
Generative Adversarial Network (GAN)

Schawinski+17

元の画像の質を人工的に落とす (S/N, 分解能)
→ 画像を復元, 元画像と比較→ どちらが本物か判断, 繰り返し学習→ 高品質 復元画像へ
他にも色々な GANe.g., Dominic+18

スパースモデリング
Shibuya+in prep.

✓ Merger fraction of bright-end galaxies✓ Morph-density relation of z>2 (proto-)clusters✓ High-z rare populations (e.g., red/blue nuggets)など が可能に形態進化研究の注意点
宇宙論的 表面輝度減光

形態 K 補正Cosmological Surface Brightness Dimming
4

Morphological K-Correction(1 + z)z=0の表面輝度減光を受け，high-z の
z = 2.5 淡い構造が見えなくなる

観測波長によって形態が変わる

対処法✓ 人工的に減光画像を作成→ 比較✓ 複数画像を足し合わせWuyts+12対処法
波長-形態関係から推定する→ 深い画像 (サイズなど)
Conselice 14

形態指数などの場合 → 補正項

Afinal = Aobs + ASB dim + Ak corr

Progenitor Bias

観測バンドを
赤方偏移毎に変える

Conselice 14

van der Wel+14a

low-z/high-z の間で銀河は直接の進化関係にない(光度, 重さなど)

関係付け✓ 同一個数密度 ✓ 星形成史 など

Patel+13

単純に同一銀河種族の形態進化傾向を見る場合は，
low-z/high-z で光度, 重さなどを合わせる

2. 現状の理解
形態進化の概要
サイズ進化
大局的形態 (n など)
塊状銀河
Red/Blue Nuggets
合体銀河
銀河環境と形態

近傍銀河の形態~10-50%楕円銀河~50-90%

円盤銀河

Masters+19※割合は定義(測定方法, 基準など), サンプル(重さ, 明るさなど)によって変わる

近傍銀河の形態：Galaxy Zoo では
明るい

暗い

楕円

渦巻
合体

Bamford+09(Galaxy Zoo の初期結果)

明るい(~重い)ほど楕円銀河の割合が増える
Mr ~ -21 で楕円/渦巻 半々くらい円盤銀河のうち棒構造を持つ銀河の割合 Nbar /Ndisk
10)(Galaxy Zoo では) ⇠ 20
30% (log M⇤ /M
Melvin+14

形態と物理量の関係 z ~ 0
SDSS+GALEX+Galaxy Zoo

Schawinski+14

回転運動

Cappellari 15
Emsellem+07

楕円ボックスの色は sSFR
log sSFR/yr ~ -12 - (-13)
log sSFR/yr ~ -9 - (-10)

ランダム運動円盤

楕円率 ε (=1- b/a)
Goto+03

形態-密度関係疎密(円盤に対して相対的+典型的に) 楕円は 赤い, 重い, 高 sSFR, ランダム運動, 高密度環境に多い

ハッブルの形態分類 z ~ 0 - 0.15

SDSS, Mj<-20.3

B/T, re, Sersic parameters, Sersic モデル画像, 残差画像など→ 決定木 + 目視

Delgado-Serrano+10

ハッブルの形態分類 z ~ 0.4 - 0.8

GOODS, Mj<-20.3

B/T, re, Sersic parameters, Sersic モデル画像, 残差画像など→ 決定木 + 目視

Delgado-Serrano+10

渦巻が減り，特異(粒々)が増える

形態進化 z ~ 0 - 3
遠方ほど
不規則な形
渦巻/楕円銀河が
少ない
小さい
(青い)
van Dokkum+13

各形態の銀河の割合
Mortlock+13, Conselice 14

楕円

円盤

特異

目視分類 (log M⇤ /M✓ 遠方ほど楕円/円盤が減り, 特異が増える
特異も大局的には円盤 (後述)

✓ 機械学習でも傾向は概ね同じ
機械学習

log M⇤ /M ' 11 progenitors
Huertas-Company+1510)銀河形態 z > 4
内部構造がハッキリ分かる銀河はz > 4で まだ それほど多くない (感度, 分解能)z'7
fmultiple > 0.4✓ 明るい銀河, 重力レンズ銀河✓ ALMA によるガス, ダスト観測✓ 大局的構造 (re, n など, 次頁)✓ 合体 or 塊状構造 (後述)

z'8

z'5
Source plane

Bowler+16

Tamura+19
See also, e.g, Hashimoto+18

Swinbank+07

サイズ進化
van der Wel+14

さらに遠方ではShibuya+15

SFGs
SFGs + LBGs
QGs

✓ 同一種族(SFGs, QGs など), 同一星質量(光度)のサイズ進化✓ 平均的に，単調にサイズ進化✓ QGs は z~3 → z~0 で ~4-5 倍の急激なサイズ進化か
See also, e.g., Ono+13, Kawamata+14, 17, Okamura+17, Kubo+18

LAEs のサイズ進化
Shibuya+19

サンプル ~50倍,
同一測定方法,光度の違いなど不定性考慮✓ LAEs も LBGs と同様のサイズ進化✓ LBGs と同じく円盤型 n~1 (後述)

SFGs

LAEs

Lyα

→ LAEs の高い Lyα 強度△ 星成分の形態の違い？
○ 星間物質の性質の違い (中性水素 柱密度など)？

e.g., Hashimoto+15, Nakajima+18, Harikane+18

サイズ-質量(光度)関係

Shibuya+15

van der Wel+14

SFGs
QGs

✓ サイズ-星質量関係も z~8 まで同じ形✓ 相似形のまま small re へ

※ M* - MUV 関係によると, 両者 (M*-re, MUV-re) は大体同じ関係サイズ頻度分布
re [kpc]

Shibuya+15

Bullock+00

z ~ 4 LBGs

-24 -20 -16
MUV→ re の分散は何？

✓ 対数正規分布 log-normal distribution✓ DM halo の λ と分布 & 幅 共に概ね同じ re ⇠✓ 円盤形成モデル(e.g., Mo+98)によると re ⇠ rvir
→ re は λ の頻度分布を反映

面分光の結果とも
無矛盾→ SFGs は DM halo 内で角運動量を獲得し形成→ 円盤型にWisnioski+19

Shibuya+15

SFGs, LBGs

セルシック指数
さらに遠方ではShibuya+15, 19~20万天体Wuyts+11

Serisic fit → n
表面輝度プロファイルの傾き, 大局的な形態✓ 星形成銀河 SFGs は円盤型 (n~1)✓ 非星形成銀河 QGs は楕円型 (n~4)✓ Lyα輝線銀河 LAEs も円盤型
✓ n~1 は少なくとも z~7 まで続く

軸比分布
SFMS 銀河

LBGs

Ravindranath+06

長球
楕円
扁球
Simulation (n=4)

Zhang+19

rest-opt

Simulation (n=1)

3軸不等楕円の分類

Best-fit (各分類で一番顕著な例)

C/A

近傍 楕円+渦巻

扁球

長球(oblate)(prolate)

楕円

B/A
van der Wel+14b✓ 大まかには円盤っぽい✓ 低質量, high-z に行くにつれて長球が増加✓ 長球→扁球の形態は “compaction” が関係？
See also, Yuma+12, Takeuchi+15, Satoh+19,
Tomassetti+16, Meng & Genuin 20

rest-UV
Model fit はしていない✓ z~3-5 で elongated が増加✓ 銀河合体？

動径プロファイル
log M⇤@z=0

外側 (>2kpc) & 内側 (<2 kpc) の星質量変化
van Dokkum+13
外側

~10.7

外側と内側
概ね

内側

銀河系
質量

共に成長
z < 1 で内側の成長が止まる

Patel+13
外側

~11.2

内側は
z ~ 2 の形成以降
ほぼ変化なし

内側

外側は
ずっと成長

See also, Morishita+15 (all 3D-HST & pixel SED fit)

→ Inside-out growth星 & 星形成領域の比較
z ' 0.7

1.5

Nelson+16

z'4

6

Jung+17(rest 7000Å)

星

SFR
星

SFR

Hubble + Spitzer
z~4 は HAWK-I K-band “形態”と比較, 無矛盾✓ 3D-HST (image+grism)✓ 星 & SFR 半径を比較

rSFR > r⇤ → 外側で星形成 継続→ Inside-out growth(重い銀河ほど)See also, Tacchella+15a for z~2 銀河, AO+IFU✓ 半径毎の SED → 星/SFR profile を推定✓ z~4 高 中心密度 銀河 → 中心 sSFR が低い→ Inside-out growth/quenching✓ z~5-6 などその他 → 全体で星形成

ダスト, 分子ガスの re & n
ダストFujimoto+17
Calistro Rivera+18

分子ガス

ALMA archive

z⇠0

6

z⇠2

星

3

SMGs

ダスト
See also,
Tadaki+17a

rFIR < rUV/Opt → 中心で活発な星形成
Fujimoto+18
ASAGAO

z⇠1

円盤型

3

✓ 分子ガスは星の分布と概ね同じ✓ 分子ガス n ~ 1✓ ダストのみコンパクト

塊状銀河
SFGs は大局的には円盤．では, より細かい構造は？
塊状銀河の足し合わせ→ “母銀河”の 輝度 profile→ 円盤 (n~1)

r [kpc]Shibuya+16
Shibuya+16

塊状銀河
Shibuya+16
Shibuya+16(mUV - mOpt)

major

minor

~cold accretion rate
(Keres+09)

年齢でも同様の傾向 (Guo+18)

塊状構造の多くは内的要因 (e.g., 円盤不安定)で形成？
Genzel+11

Cold accretion → High fgas
→ Low Toomre Q, Violent disk instability？

See also, e.g., Tadaki+14, 18, Murata+14, Guo+15, 18

No winds

塊状構造が中心へ移動？
Clump migration(擬似)バルジ形成？
(実際に移動するかは要議論)

Genel+12力学構造と形態の関係
面分光観測 + Hubble で力学構造と形態の研究も
Swinbank+17

KMOS+MUSE, ~400 SFGs@z~0.3-1.7

High specific Angular momentum (sAM)→ 安定 Toomre Q~1.1, 渦巻き銀河に似た形態

Low sAM → 不安定 Toomre Q~0.5, 複雑な形態, いくつかの星形成領域

See also, e.g., Harrison+17

Red Nuggets
van Dokkum+10

van Dokkum+08b

re ⇠ M 2

Red nuggets

Major merger
See, e.g.,
Bezanson+09,
Naab+09,
Damjanov+09

個数密度

van der Wel+14a

Minor merger✓ 重く, 小さい QGs, z~1-3 に多い✓ z~0 にかけて減少 → サイズ進化？

✓ 主に minor merger でサイズ & 質量成長か✓ Merger だけでは不十分という指摘も (e.g., Man+16)✓ Progenitor bias の見積もりも重要 (e.g., Belli+13c)

Blue Nuggets, compact SFGs/SMGs
Barro+16

Barro+16

Blue nuggets
古い星, M*

Red nuggets

ダスト

若い星, SFR✓ Red nuggets と同じくらい重く小さい SFGs
→ Blue nuggets (compact SFGs/SMGs)✓ Red nuggets の progenitors か✓ 中心 1kpc 以内の星質量密度 Σ1kpc が形成/進化過程と密接に関係か (e.g., Barro+17)

中心の激しい星形成によりBlue → red nuggets の
サイズ & 質量進化が可能か
See also, e.g., Toft+14, Gómez-Guijarro+18

銀河合体率の進化
Duncan+19(Major)(Major) merger fraction, pair fraction

Ferreira+20

From IllustrisTNG
Before merger

Post merger

Non merger

Redshift(Major) 合体率は z~4-6 まで増加傾向→ 過去に頻繁な合体✓ 機械学習でも z = 0-3 は同傾向
✓ Simulation 画像を入力

銀河合体と SMGs, AGNs の関係
合体を引き起こしている SMGs も銀河合体と AGNs の関係も

Chiaberge+15

Ty2 radio-loudTy2 radio-quietM⇤ : M⇤,prim
1 : 16.2

1 : 9.5

Donley+18

1 : 10.5

1 : 3.5

Gómez-Guijarro+18

z ' 4.5
1 : 3.0
1 : 4.2
1 : 6.5(Minor merger が多い？)
See also, e.g., Fu+13, Ivison+13✓ 関係が有ったり無かったり✓ AGN の種類や合体の段階にも関係？
See also, e.g., Comerford+15, Mechtley+16, Villforth+14, 16, Hewlett+17

銀河形態の環境依存性
Paulino-Afonso+19

z'1✓ 形態-密度関係が z~1-2 で既に存在する系も✓ 「高密度領域には, 重く星形成を止めた銀河が多い」という質量効果も✓ Quenching と形態変化の関係は？
→ 様々な(原始)銀河団を系統的に研究する必要性
形態に対する Quenching

Quenching もしている星質量
Kawinwanichakij+17
See also, Peng+10 for local galaxies

fquiescent /nSersic

銀河環境

形態が変化しているが銀河環境
Low-M では δ に対して，n はほぼ一定だが，fquiescent は大きく変化→ Quenching 後, すぐに形態変化？ (see, Kawinwanichakij+17)

これまでの形態研究で分かったこと
赤方偏移 z02

4

6

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

円盤内の塊状構造

8

10
サイズ進化

？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はInside-out growth/quenching
Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4？

(Boxy/Disky)(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？

よく分かっていない赤方偏移※ 質量に依存, 大まかな流れ

銀河形態進化の大枠
赤方偏移 z02

4

6

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

円盤内の塊状構造？

中心の激しい星形成

810

Shibuya+15

サイズ進化

DM halo 内で円盤形成
この時期, 円盤全体で星形成かBlue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はInside-out growth/quenching
Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4？

(Boxy/Disky)(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？
※ 質量に依存, 大まかな流れ

銀河形態進化の大枠
Dekel+09
Genel+120

2

4

No winds

6

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated)
Shibuya+15 領域全体で星形成？

平たい円盤

8

赤方偏移 z10
サイズ進化Keres+09

中心に落ち込む塊状構造もあれば？

円盤内の塊状構造
Bournaud+14

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はCold stream により，gas-rich disk へ？

Inside-out growth/quenching
Red nuggets

VDI により塊状構造形成か

Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4
破壊され円盤の一部になる塊状構造も？

(Boxy/Disky)(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？

？
※ 質量に依存, 大まかな流れ

銀河形態進化の大枠
赤方偏移 z

中心 1kpc の変化

Zolotov+15

Baryon-dominatedDM-dominated

0

2

4

6

8
サイズ進化

SFGs は大雑把には
円盤型 n~1
Tacchella+15？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

円盤内の塊状構造

10？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs“(Wet) compaction”
により中心密度が高くなる？
重い/中心密度の高い 銀河は→ Blue nuggets
Inside-out growth/quenching(compact SFGs/SMGs)✓ 円盤不安定によるガス流入
Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？
streams✓ Counter-rotating？
migration✓ ClumpQGs は大雑把には
楕円型
n~4
？
(Boxy/Disky) ✓ 銀河合体 など

Barro+17

セルシック 指数

= 銀河中心への質量輸送(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？
“Dry compaction” も (see, e.g., Barro+17)低高中心質量密度 (see, Barro+17)※ 質量に依存, 大まかな流れ

銀河形態進化の大枠
赤方偏移 z

中心 1kpc の変化

Zolotov+15

Baryon-dominatedDM-dominated

0

2

4

6

8

Compaction 後, 平べったい円盤へ？

サイズ進化

SFGs は大雑把には
円盤型 n~1
Tacchella+15？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

10

？

円盤内の塊状構造
中心の激しい星形成

中心の激しい星形成によるBlue nuggets/SMGs ガスの枯渇,
AGN/SF feedback
重い/中心密度の高い銀河は などBarro+17

セルシック 指数

Inside-out growth/quenching→ Quenching
Red nuggets

Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4→ Red nuggets
proto-bulge?

(Boxy/Disky) 中心から徐々に Quenching(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？

？

低高中心質量密度 (see, Barro+17)※ 質量に依存, 大まかな流れ

銀河形態進化の大枠
赤方偏移 zBarro+13

0

2

6

8

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

星形成を止めた
平たい円盤
円盤銀河も

4

円盤内の塊状構造

10
サイズ進化

？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はInside-out growth/quenching

Toft+14

Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4？

(Boxy/Disky)？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
その後，minor merger など で
サイズ & 質量成長？
形態-密度関係(Major)mergerQSO/AGN
SMG

Major
Gas-rich
Merger→ 楕円銀河へ※ 質量に依存, 大まかな流れ3. 未解決問題

形態研究の方向性 (例)赤方偏移 z02

4

6

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

円盤内の塊状構造

8

10
サイズ進化

？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はInside-out growth/quenching
Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4？

(Boxy/Disky)(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係？

よく分かっていない赤方偏移※ 質量に依存, 大まかな流れ

形態研究の方向性 (例)0✓ 希少/遠方天体, 環境の研究は Hubble の視野で制限
z>3-4 の静止系可視光(星成分)の研究は殆ど無い✓
4 ✓ z>7-8, 暗く小さい
6 → Hubble 8でも形態が不明 102e.g., Sersic fit による測定 → n を固定

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？

平たい円盤

サイズ進化

細かい構造へ

円盤内の塊状構造？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs
重い/中心密度の高い 銀河はInside-out growth/quenching
Red nuggets

遠方へ

Merger によるサイズ/質量進化？

？
近傍の希少天体へ
QGs は大雑把には楕円型 n~4(Boxy/Disky)(Major) merger？

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
形態-密度関係※複数の方向へ進むことも

？

広領域へ

？

以降, 未解決問題を 3 つだけ挙げます(もっと包括的に解説したかったのですが...)

例1) 銀河形態の環境依存性
環境が銀河形態に与える影響は いつ, どのように？

「銀河 高密度環境下では銀河合体が形態に影響を及ぼす」と言うが…

(原始)銀河団の銀河合体率

合体率

Hine+16
合体が多かったり…

Overzier & Kashikawa 19
原始銀河団

一般領域

Delahaye+17

Matharu+19

多くなかったり…

Compilation of studies since 2009
手法などが不均一．銀河団の数も少ない．
銀河団の多様性．

？

合体率

re, field [%]re, cluster

銀河合体, ガス相互作用などによるサイズ変化と関係↓

See also, Harikane+19→ HSC, VRO, RST による統計的研究，高速測定が鍵

例2) 低質量/若い銀河の形態
Putko+19

Kikuchihara+19

Only 149 XMPs @z~0

C/A

< 0.1Z

B/A✓ z~6-9 で球状星団の質量/半径に近い “銀河”
→ 形態は？ 円盤型？ 楕円型？
より大きな銀河の一部？
→ 形成過程は？

✓ 低金属量の若い銀河の3次元形態✓ ガス流入, feedback 過程などを反映か✓ 形成初期の銀河の物理状態は？
See also, Isobe+20→ JWST, ELTs, 画像高解像度化, 広領域探査との親和性

例3) High-z の明るい銀河の形態

Matsuoka+18b
Ono+18

UV，Lyα などで明るい銀河の形態は？
銀河合体による星形成の影響は？

✓ Power-law UV LFs は AGN feedback の低下？
✓ 低光度 QSOs の発現機構は？
✓ 再電離期の Lyα 輝線 (Large HII bubble or …)✓ Bright-Lyα/high-EWLyα LAEs, LABs (e.g., Ouchi+18)

再電離期の銀河 z = 8.68 (Zitrin+15)Lyαの形成過程は？
→ ALMA, RST, JWST, 画像高解像度化

その他
その他の未解決問題(形態に関するもの)✓ バルジ・red/blue nuggets 形成/進化問題✓ 塊状構造が中心に落ち込むか問題✓ z>2 渦巻/棒渦巻銀河 (Law+12, Yuan+17)✓ 極低輝度銀河の形成 (van Dokkum+15)✓ 形態変化と post SB の関係✓ z>4 の静止可視光 形態✓ z>6 の disk thickness, radial growth✓ Minor merger rate
✓ 中性水素ガス分布, 形態, LABs, LAHs
✓ その他，理論研究との定量的比較などなど

機械学習について✓ 既に始まっている，今後 必須の技術✓ z < 3 の見た目の結果は 大きく変わっていなさそう(これまでも目視, Galaxy Zoo で研究を行なっていたため．解釈は今後 変わるかも)✓ Simulation + 観測 + 機械学習の研究は強力 → 現在 活発化

(詳しく)触れなかった話
赤方偏移 z

0

2

平たい円盤

4

6

SFGs は大雑把には円盤型 n~1？
長球 (elongated) 領域全体で星形成？
円盤内の塊状構造

8

10
サイズ進化

？

中心の激しい星形成Blue nuggets/SMGs

バルジ形成, red/blue nuggets の進化, fast/slow rotator

重い/中心密度の高い 銀河は→ 小野寺さん, 井上さん, 但木さん資料
Inside-out growth/quenching
Red nuggets
Merger によるサイズ/質量進化？

？
QGs は大雑把には楕円型 n~4(Boxy/Disky)？

(Major) merger？
渦巻/棒渦巻銀河→ 馬場さん資料

渦巻, 棒渦巻
ハッブルの形態分類
環境効果, Quenching→ 諸隈さん講演？
形態-密度関係などなど

まとめ✓ 銀河形態は重要な観測量, 銀河形成/進化の物理過程を反映✓ 数々の手法により z~0-10 の形態進化の大枠が見えてきた✓ 機械学習などの情報科学技術 + 広視野/高分解能装置→ 省人化, 高速化, データ高品質化など→ 今後, さらに形態研究が進展