34
神神神神神神神神神神 神神神神神 神神 4 神神神神神神神神神神 1. 神神神神神神神神神 2. 神神神 神神神神神神神神神「」 神神神神神神神神神 2010/09/14

神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

  • Upload
    leland

  • View
    61

  • Download
    0

Embed Size (px)

DESCRIPTION

神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化. 2010/09/14. 銀河の赤方偏移. 宇宙が膨張していることによって、昔の銀河から出た光は引き伸ばされて(波長が長くなって)地球に届く。. 40億年前の銀河. 近くにある銀河. 光の波長 (オングストローム). Astronomy, Astrophysics : Big Picture. Origin of the universe What are “dark matter”, “Dark energy”. - PowerPoint PPT Presentation

Citation preview

Page 1: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

神戸大大学院集中講義

銀河天文学:講義 4

遠方宇宙の銀河の探査1. 遠方銀河の選択方法

2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、銀河の星質量の進化

2010/09/14

Page 2: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

銀河の赤方偏移

宇宙が膨張していることによって、昔の銀河から出た光は引き伸ばされて(波長が長くなって)地球に届く。

光の波長 (オングストローム)

近くにある銀河

40億年前の銀河

Page 3: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

Astronomy, Astrophysics : Big Picture1. Origin of the universe

• What are “dark matter”, “Dark energy”.

• Dark energy accelerate the expansion of the universe !

• Dark matter dominate the dynamics of galaxy groups

• Dark energy dominate the dynamics of the current universe.

• Overlapping particle physics.

From http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/

Page 4: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

赤方偏移と宇宙年齢(と観測スケール)の関係

Page 5: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

赤方偏移と宇宙年齢(と観測スケール)の関係

Age=13.72Gyr, H0=70.5 km/s/Mpc, Omega_m = 0.274, Omega_l = 0.726 のとき、

Z=0.1 12.4Gyr 1.8kpc/arcsec Z=1.5 4.3Gyr 8.6kpc/arcsec

Z=0.2 11.3Gyr 3.3kpc/arcsec Z=2.0 3.3Gyr 8.5kpc/arcsec

Z=0.3 10.3Gyr 4.4kpc/arcsec Z=2.5 2.7Gyr 8.2kpc/arcsec

Z=0.4 9.4Gyr 5.4kpc/arcsec Z=3.0 2.2Gyr 7.9kpc/arcsec

Z=0.5 8.7Gyr 6.1kpc/arcsec Z=4.0 1.6Gyr 7.1kpc/arcsec

Z=0.6 8.0Gyr 6.7kpc/arcsec Z=5.0 1.2Gyr 6.4kpc/arcsec

Z=0.7 7.4Gyr 7.2kpc/arcsec Z=6.0 1.0Gyr 5.8kpc/arcsec

Z=0.8 6.8Gyr 7.6kpc/arcsec Z=7.0 0.78Gyr 5.4kpc/arcsec

Z=0.9 6.4Gyr 7.9kpc/arcsec Z=10.0 0.48Gyr 4.3kpc/arcsec

Z=1.0 5.9Gyr 8.1kpc/arcsec Z=20.0 0.18Gyr 2.5kpc/arcsec

Z=30.0 0.10Gyr 1.8kpc/arcsec

太陽系誕生

Page 6: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

The deepest image of the sky

From http://www.spacetelescope.org/images/html/opo0428b.html

Page 7: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

遠方銀河の選択方法

Page 8: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

U-dropout LBGs:

U-  と G-band の間に Lyman limit が来ることを利用して z=3 の銀河の探査が行われた。 Z>1 の大規模探査の道を始めて切り開いた。 Keck 望遠鏡を用いて ~1,000 個近い銀河が分光同定されたので、サンプルの統計的な性質も議論された。

Page 9: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

U-dropout LBGs:

U-  と G-band の間に Lyman limit が来ることを利用して z=3 の銀河の探査が行われた。 Z>1 の大規模探査の道を始めて切り開いた。 Keck 望遠鏡を用いて ~1,000 個近い銀河が分光同定されたので、サンプルの統計的な性質も議論された。

Steidel et al. 2003, ApJ, 592, 728

First paper, Steidel et al. 1996, ApJ, 462, L17

Page 10: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

G-dropout LBGs:

LBG と同じ手法をより遠方に伸ばすためにより長い波長の dropout 銀河の探査が行われた。 G-dropout, B-dropout, V-dropout, i-dropout,,, 。

Steidel et al. 1999, ApJ, 519, 1

Page 11: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

G-dropout LBGs:

LBG と同じ手法をより遠方に伸ばすためにより長い波長の dropout 銀河の探査が行われた。 G-dropout, B-dropout, V-dropout, i-dropout,,, 。

Steidel et al. 1999, ApJ, 519, 1

Page 12: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

LBG 選択で検出できない種族? :

Le Fevre et al. 2005, Nature 437, 519

Page 13: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

LBG 選択で検出できない種族? :

4000A break / Balmer-jump を用いて遠方の銀河を探索する方法。

Franx et al. 2003, ApJ, 587, L79

ForsterSchreiber et al. 2004, ApJ, 616, 40

Vam Dokkum et al. 2003, ApJ, 587, L83

Page 14: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

U-dropout z~3 より近い銀河を探査する :

Dropout LBG の選択をより近い赤方偏移の銀河に応用するために、よりカラー選択の青い側を狙った。 BM/BX method.

Steidel et al. 2004, ApJ, 604, 534

Page 15: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

U-dropout z~3 より近い銀河を探査する :

Dropout 法では比較的青いカラーを持つ銀河にサンプルが偏る。ある赤方偏移の銀河をコンプリートにサンプルしたい。 BzK-selection method.

Daddi et al. 2004, ApJ, 617, 746

Page 16: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

選択法同士の関係はどうなっているのか? :

GOODS-South の測光赤方偏移銀河カタログを用いて各選択法で選ばれる銀河の性質の比較を行った。

Grazian et al. 2007, A&A, 465, 393

Page 17: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

銀河の「数」の宇宙論的進化、銀河の星質量の進化

Page 18: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

CFHT-MOS:

Canada-France Redshift Survey に用いられた多天体分光器システム。

http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Spectroscopy/SIS/Manual/chapter2_5.html#81

LeFevre et al. 1995, ApJ, 455, 60

Page 19: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

Canada-France Redshift Survey:

CFHT-MOS を用いた銀河の分光探査。銀河の光度関数の進化を「赤い」銀河と「青い」銀河に分けて議論した(このころはまだ宇宙論パラメータいろいろで図を作っていた:右と左)。

Lilly et al. 1995, ApJ, 455, 108

Page 20: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

Hawaii-survey:

Keck/LRIS を用いた銀河の分光探査。赤方偏移が大きくなると K-band で明るい銀河 ( 大質量の銀河 ) でも激しく星形成をしているものが見られる。 (down-sizing ?)

Cowie et al. 1996, ApJ, 112, 839

Page 21: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

COMBO-17:

分光探査の代わりに 2m 望遠鏡に細い幅のフィルターを1 2 枚とブロードバンドフィルター 5 枚を搭載して深い撮像観測を行い、SED の形から赤方偏移などを推定した(photometric-redshift) 。 SED の形別に光度関数の進化を議論。

Wolf et al. 2003, A&A, 401, 73

Page 22: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

The K20 survey:

K-band の等級を基準として選択したサンプルを議論。より長い波長で選択することで星形成による選択から星質量による選択へ。

Pozzetti et al. 2003, A&A, 402, 837

Page 23: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

The DEEP survey:

Keck DEIMOS など装置の大型化が進行した 8-10m 望遠鏡の第 2 世代の多天体分光器。Keck DEIMOS を用いた大型分光探査に基づく光度関数。

Willmer et al. 2006, ApJ, 647, 853

Page 24: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

The VIMOS-VLT deep survey (VVDS):

VLT/VIMOS による大型分光探査に基づく光度関数。

Ilbert et al. 2005, A&A, 439, 863

Page 25: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

GOODS:

HST/ACS の登場による HST の視野の大型化。

Dahlen et al. 2005, ApJ, 631, 126

Page 26: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

GOODS:

HST/ACS のデータによる形態分類に基づいた形態別の光度関数。

Ilbert et al. 2006, A&A, 453, 809

Page 27: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

MOIRCS Deep Survey :

Subaru/MOIRCS のデータを GOODS-North 領域に加えて求められた星質量関数。用いる銀河の種族合成モデル別に結果を示している。

Kajisawa et al. 2009, ApJ, 702, 1393

Page 28: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

MOIRCS Deep Survey :

用いる銀河の種族合成モデル別に結果を示す。

Kajisawa et al. 2009, ApJ, 702, 1393

Page 29: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

宇宙の星形成率密度の進化

可視 (rest-frame UV) での推定から始まり、赤外線、サブミリ波や Ha での測定を加えた多波長での推定へ発展してきた。

Madau et al. 1996, MNRAS, 283, 1388 : 宇宙論パラメータが古い。

Reddy et al. 2008, ApJS, 175, 48

Page 30: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

宇宙で平均した星質量密度の宇宙論的進化:

Kajisawa et al. 2009, ApJ, 702, 1393

Page 31: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

• さらに銀河の星質量別にも星質量密度の進化が描き出された。

銀河の星質量別の星質量密度の進化

Marchesini et al. 2008 Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ, 675, 234

Page 32: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

ハードX線 AGN の光度別の数密度進化• より光度の小さい AGN の数密度はより低赤方偏移になる傾向がみられる

(down-sizing ?)

Ueda et al. 2003, ApJ, 598, 886

Page 33: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

巨大ブラックホールの成長史と銀河の(星質量)成長史の比較

Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169 Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ, 675, 234

Page 34: 神戸大大学院集中講義 銀河天文学:講義 4 遠方宇宙の銀河の探査 1. 遠方銀河の選択方法 2. 銀河の「数」の宇宙論的進化、 銀河の星質量の進化

光度関数進化の探査の変遷まとめ :

分光探査 +単色、2色データ (CFHT4m+MOS)  :赤い銀河、青い銀河

       +多色データ (Keck LRIS)  :SEDタイプ

       +近赤外を加えた多色データ (NIR imager -> Subaru/MOIRCS) :銀河の星質量

       (+測光赤方偏移の手法の確立、信頼性の向上)

       +分光探査の大規模化 (Keck/DEIMOS, VLT/VIMOS)

       +HSTの高い空間分解能可視データ (HST/ACS) :銀河の形態別

       +中間赤外を加えた多色データ ( + Spitzer/IRAC)  :銀河の星質量、星形成率

銀河のSED=星形成率、星質量への制限 + 銀河の形態 の情報を加え、

光度関数の議論から、星質量関数の議論へと変遷。銀河形成の理論モデルとの比較がより直接的になっていった。