形成期の楕円銀河 （サブミリ銀河）形成期の楕円銀河 （サブミリ銀河）

Arp220

ダストで覆われた銀河のモデルダストで覆われた銀河のモデルTakagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813

大規模に星形成を行っている銀河では超新星爆発によって撒き散ら

されたダストが星生成領域を覆っている。若い OB 型星から放出された

UV フォトンはダストに吸収され、中間遠赤外で再放射される。

遠赤外での輻射はバーストの年齢が若いほど、また、星形成領域が

コンパクトであるほど強くなる。これによって、紫外からサブミリに

渡る輻射の総量がわかり、銀河の星生成率（ SFR) を求めることができる。SED の進化星形成領域の大きさの効果

近傍のスターバースト銀河近傍のスターバースト銀河Takagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813

近傍の超高光度赤外銀河近傍の超高光度赤外銀河Takagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813

近傍の ULIRG ｓは１０１２ Lo 以上の光度を持つ、赤外域で特に明るい銀河である。星の質量は１０１１ Mo 前後、星形成領域はコンパクトで、ダストに覆われており、

光学的厚みが大きい。星形成率が非常に高く、～２００－５００ Mo/ ｙｒにもなる。

近傍のスターバースト銀河近傍のスターバースト銀河Takagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813

UVSBG

ULIRG

UVSBG

ULIBG

近傍のスターバースト銀河は UVSBG と ULIRG とに分類できる。UVSBG と ULIRG とを比較すると、 ULIRG の星生成領域は集中して、

ダストに強く吸収されており、星形成率が非常に高い。

サブミリ銀河 (SBGs)サブミリ銀河 (SBGs)

HST images of submm galaxies (HDF; Chapman et al. 　２００３ )

サブミリ銀河 (SBGs)サブミリ銀河 (SBGs)Chapman et al. (2003) Nature 422, 695

サブミリ銀河の平均の赤方偏移はｚ～ 2.5

サブミリ銀河は銀河形成の理解の鍵となる。 CO 観測から推定されるガスの質量は 1011Mo 、平均の赤方偏移はｚ＝２．５にある

大質量銀河である。明るいサブミリ銀河の星生成率は 103Mo/yr

にも達し、～１ Gyr の内に大質量の楕円銀河を形成するに十分な

ほどである。形成期の楕円銀河としばしば呼ばれる。

サブミリ銀河 (SBGs)サブミリ銀河 (SBGs)Takagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424

SED fitting of submm galaxies (burst age, compactness, EC)

サブミリ銀河 (SBGs)サブミリ銀河 (SBGs)Takagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424

遠方 (z>2.5)SF 領域のコンパクトさ、光学的厚み、星形成率などの特徴は近傍の ULIRG に類似

Submm Galaxies @ z>2

サブミリ銀河がそのまま進化するとサブミリ銀河がそのまま進化するとTakagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424

遠方 (z>2.5)

Coma-E の CM 関係

サブミリ銀河が観測された赤方偏移でなんらかの原因（銀河風？）で星形成を停止して、そのままパッシブに進化したら、色－等級図では楕円銀河の場所にくる。

サブミリ銀河 ＠　 z=0 (Arp220)サブミリ銀河 ＠　 z=0 (Arp220)Takagi, Arimoto & Vansevicius (2003) PASJ 55, 385

サブミリ銀河は形成期の楕円銀河の星生成活動が最も高いフェイズ