LAE で探る z~5 での AGN 環境と 周辺銀河へのフィードバック Based on Kikuta et al. in prep. 初代星 初代銀河研究会, Oct 25th Satoshi KIKUTA (SOKENDAI/NAOJ, M2) Collaborators: Masatoshi
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- こごろう あみおか
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1 LAE で探る z~5 での AGN 環境と 周辺銀河へのフィードバック Based on Kikuta et al. in prep., Oct 25th Satoshi KIKUTA (SOKENDAI/NAOJ, M2) Collaborators: Masatoshi Imanishi, Kazuhiro Shimasaku, Fumiaki Nakata, Yoshiki Matsuoka 1
2 High-z SMBH とその環境 宇宙の最も高密度な領域で accretion / merger を経て成長 初期のクエーサーは高密度領域 原始銀河団の tracer Radio loudness Radiative feedback z Adams method Overdense? LBG no Banados LAE, LBG no Boris LBG 3 yes+1 no (quasar pair) Farina photo-z no (quasar triplet) Francis LAE no Hennawi LAE Yes (quasar quartet) Kashikawa LAE, LBG no Kim LBG 2 yes + 3 no Morselli LBG 4 yes Simpson LBG no Swinbank LAE yes 2
3 AGN Feedback 銀河形成 進化における重要な成分 母銀河の以下の性質と関連すると考えられる MBH-σ (or MBH-Mbulge) relation Luminous end of luminosity function Color distribution of gals etc. 一方 隣接する銀河への feedback は これまで探られてこなかった Simulation (Di Matteo+05) : observations blank field QSO QSO proximity (~a few Mpc) other normal galaxies host galaxy Silk & Moman 12 3
4 Measuring Environments & Feedback AGN からの紫外光はガスを温め SF を阻害する (Efstathiou 92, Thoul & Weinberg 96, Benson+02, Kashikawa+07, Okamoto+08, etc.) 低質量銀河の形成が妨げられる AGN 周囲での銀河の光度関数を描き その faint-end を比較する ことで低質量銀河への影響を評価する 赤 LAE 青 LBG w/o Lyα オレンジ QSO X: strength of radiation Y: Delay in star formation [Myr] From Kashikawa+07 See also Utsumi+10 4
5 Measuring Environments & Feedback Lyman Alpha Emitters (LAEs) が本研究に最適 狭い範囲の z から拾ってこれる 低質量の銀河種族である R NB711 i' (~<108 M, Gawiser+06, Finkelstein+07, Ono+10) LBG Δz 大 星質量 (Utsumi+10, Capak+11, Adams+15 etc.) AGN 近傍とその外側の LAE を 暗い側まで適切に比較するためには 広視野観測が必要不可欠 (Francis & Bland-Hawthorn 04, Swinbank+12, Banados+13, etc.) すばる望遠鏡の独壇場!! overdensity Chiang+13 5
6 Observation With Suprime-Cam (34'x27' FoV = 13x10 physical Mpc 2 S14B-006, S15B-010, PI: M. Imanishi) AGN 近傍と blank field を同時に観測できる視野 QSO を中心とした 2 領域を観測 QSO は z が正確に求められているもの (Δz ~< 0.01) を使う (via NIR spectroscopy of MgII line, Trakhtenbrot+11) R band, i' band, z' band, NB711 で観測 FWHM of NB711 = 72Å = ± physical 3 Mpc (z= ) QSO から 3 pmpc 以内を以後 ``proximity とする Object MgII Redshift L1450Å[erg s-1] log MBH [M ] log L/LEdd SDSS J (J08) SDSS J (J11)
7 Data Reduction Reduction with SDFRED2 (Ouchi+04) Source detection & photometry with SExtractor Selection criteria for LAEs at z ~ 4.86 (Ouchi+03) (R + i')/2 - NB711 > 0.8 R - i' > 0.5 i' - NB711 > 0 Selection criteria for LBGs at z ~ 4.9 (Yoshida+06) R - i' > 1.0 i' z' > 0.7 (R - i') > 1.2(i' z')+0.9 J08 R band i' band z' band NB σ mag [AB mag] J11 R band i' band z' band NB seeing [arcsec] seeing [arcsec] 5σ mag [AB mag] 26.93
8 Data Reduction 電波銀河 4C z=4.514 周囲の S-Cam データを取得 (observed by Y. Matsuda, S09B-070) NB671 z=4.514 ± 5 pmpc の LAE Selection criteria for LAEs at z ~ R i' - NB671 > 0.6 i' NB671 > 0 NB671 < 5σ, i' < 2σ, B>3σ 4C seeing [arcsec] 5σ mag [AB mag] Parijskij+14 Radio jet Object Redshift log L500MHz log MBH 29.5 ~9 [W Hz-1] [M ] 4C B band R band i' band NB 色合成画像 R: i' band G: NB671 B: R band 8
9 Results J08 (75 LAEs + 28 LBGs) J11 (126 LAEs LBGs) E N Lyα Equivalent width: red circle < 100 Å < green square < 240 Å < blue triangle 9
10 Results 4C (67 LAEs) N E jet Lyα Equivalent width: red circle < 100 Å < green square < 240 Å < blue triangle 10
11 LAE Luminosity Function 0.5σ 1.1σ No evidence of overdensity/feedback! 11
12 LAE Luminosity Function 1.7σ 1.7σ LAEs are deficient around the RG 12
13 Dependence on Distance from the QSO 13
14 Discussion SMBH は高密度領域でなくても成長できる (Di Matteo+16, arxiv: ) feedback が観測できなかった理由 LAE が QSO が輝き出すより先にできた LAE に影響を与えるには QSO phase が短すぎる より深い観測が必要 影響のある範囲が視野に比べてずっと広い / 狭い より現実的な理論計算が求められている 再電離フィードバックとの関連 さらなる観測が必要 Hyper Suprime-Cam HSC の NB で z = 2.18, 2.85, 3.24, 3.33, 4.39, 4.90 を調べられる Di Matteo+16 14
15 Discussion SMBH は高密度領域でなくても成長できる (Di Matteo+16, arxiv: ) feedback が観測できなかった理由 LAE が QSO が輝き出すより先にできた LAE に影響を与えるには QSO phase が短すぎる より深い観測が必要 影響のある範囲が視野に比べてずっと広い / 狭い より現実的な理論計算が求められている Yue+16 再電離フィードバックとの関連 Brown+14 さらなる観測が必要 Hyper Suprime-Cam HSC の NB で z = 2.18, 2.85, 3.24, 3.33, 4.39, 4.90 を調べられる 15
16 Discussion SMBH は高密度領域でなくても成長できる (Di Matteo+16, arxiv: ) feedback が観測できなかった理由 LAE が QSO が輝き出すより先にできた LAE に影響を与えるには QSO phase が短すぎる より深い観測が必要 影響のある範囲が視野に比べてずっと広い / 狭い より現実的な理論計算が求められている 再電離フィードバックとの関連 さらなる観測が必要 Hyper Suprime-Cam HSC の NB で z = 2.18, 2.85, 3.24, 3.33, 4.39, 4.90 を調べられる 16
17 Future prospects さらなる観測が必要 Hyper Suprime-Cam HSC の NB で z = 2.18, 2.85, 3.24, 3.33, 4.39, を調べられる HSC SSP + CHORUS (Cosmic HydrOgen Reionization Unveiled with Subaru, PI=Akio INOUE) z=2.18, 3.33, 4.90 の LAE をマッピング可能 HSC Project 207 で引き続き調査 17
18 Summary AGN 環境および周囲の銀河への feedback を検証するため 2 つの z=4.9, 1 つの z=4.5 周辺を観測した その結果 明瞭な密度超過や feedback の兆候は見られな かった このことは以下のことを示唆する LAE が QSO が輝き出すより先にできた LAE に影響を与えるには QSO phase が短すぎる より深い観測が必要 影響のある範囲が視野に比べてずっと広い / 狭い より確実な結果を得るためにはより現実的なモデルとの比 較 HSC などを利用したより多くの領域の NB 観測が必要 である 18
19 19
爆発的星形成? AGN関係を 生み出す物理機構の観測的示唆
Umemura, Fukue & Mineshige 1997, 1998 Ohsuga et al. 1998 R ring ~100pc dv r = v 2 ϕ dt r 1 dp ρ dr dφ 1 r d(rv ϕ ) dt = 3χE 2c typical timescale dr + χ c F r 3 2 Myr r R ring V ring 3χE 2c v ϕ Umemura,
Ando_JournalClub_160708
Independent discoveries of a tidally disrupting dwarf galaxy around NGC 253! A Tidally Disrupting Dwarf Galaxy in the Halo of NGC 253 Toloba, E. et al. 2016, ApJL, 816, L5 (hereafter T16, accepted 2015.12.07)
SFN
THE STAR FORMATION NEWSLETTER No.291-14 March 2017 2017/04/28 16-20 16. X-Shooter spectroscopy of young stellar objects in Lupus. Atmospheric parameters, membership and activity diagnostics 17. The evolution
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Sgr A* の赤外線観測 西山正吾 ( 京都大学 ) NIR obserbvations of the Galactic center 2/46 NIR obserbvations of the Galactic center 3/46 NIR obserbvations of the Galactic center 4/46 Dereddened flux density [mjy] 40 20
KOOLS-IFU 研究会 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D2 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀
KOOLS-IFU 研究会 /5 @ 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀樹 (ASIAA) 山下拓時 ( 愛媛大学 ) 大西響子 ( 愛媛大学 ) 土居守 ( 東京大学 ) 小久保充
atomic line spectrum emission line absorption line atom proton neutron nuclei electron Z atomic number A mass number neutral atom ion energy
1 22 22.1 atomic line spectrum emission line absorption line atom proton neutronnuclei electron Z atomic number A mass number neutral atom ion energy level ground stateexcited state ionized state 22.2
スライド 1
精度銀河形成 シミュレーション時代の幕開け 斎藤貴之国 天 台天 シミュレーションプロジェクト 共同研究者松井秀典 久保英 郎 和 桂 富阪幸治 牧野淳 郎 (NAOJ) 台坂博 ( 橋 ) 吉 直紀 ( 東 ) 岡本崇 ( 筑波 ) 場淳 ( 東北 ) 初期条件 我々の宇宙がどのような進化をするかは極めて正確にわかっている 冷たい暗 物質が 配する宇宙 宇宙背景放射 銀河サーベイなどの結果から さな構造が先にでき
銀河団衝突にともなう 高温ガスの運動がひきおこす特徴的な磁場構造 (Takizawa 2008 ApJ, 687, 951)
JVLA S-band and X-band Polarimetry of Abell 2256 Ozawa,,,,,Takizawa, Takahashi,,,,et al. to be submitted to PASJ 滝沢元和 2015.5.8 研究室談話会 Introduction: 銀河団 可視光 ( 数 100 個の銀河の集まり ) X 線数 kev の高温ガス ( シンクロトロン )
inflation.key
2 2 G M 0 0-5 ϕ / M G 0 L SUGRA = 1 2 er + eg ij Dµ φ i Dµ φ j 1 2 eg2 D (a) D +ieg ij χ j σ µ Dµ χ i + eϵ µνρσ ψ µ σ ν Dρ ψ σ 1 4 ef (ab) R F (a) [ ] + i 2 e λ (a) σ µ Dµ λ (a) + λ (a) σ µ Dµ λ (a) 1
NRO談話会 key
Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion Yoshito SHIMAJIRI (CEA/Saclay) 1. 誘発的星団形成の観測的研究 2. フィラメント形成に関する観測的研究 フィラメント形成シナリオ フィラメント形成シナリオにおける問題点 Probing the mass accretion by the surrounding
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2010 KEK (Japan) (Japan) (Japan) Cheoun, Myun -ki Soongsil (Korea) Ryu,, Chung-Yoe Soongsil (Korea) 1. S.Reddy, M.Prakash and J.M. Lattimer, P.R.D58 #013009 (1998) Magnetar : ~ 10 15 G ~ 10 17 19 G (?)
3 6 6.1: ALMA 6.1 galaxy, galaxies the Galaxy, our Galaxy, Milky Way Galaxy G. Galilei W. Herschel cm J.C. Kapteyn H. Sharpley 30 E.P. Hubble 6.2 6.2.1 b l 6.2 b = 0 6.2: l = 0 6.2.2 6.1 6.3 ( 60-100µm)
2 X-ray 6 gamma-ray 7 1 17.1 0:38m 0:77m nm 17.2 Hz Hz 1 E p E E = h = ch= (17.2) p = E=c = h=c = h= (17.3) continuum continuous spectrum line spectru
1 17 object 1 observation 17.1 X electromagnetic wave photon 1 = c (17.1) c =3 10 8 ms ;1 m mm = 10 ;3 m m =10 ;6 m nm = 10 ;9 m 1 Hz 17.1 spectrum radio 2 infrared 3 visual light optical light 4 ultraviolet
( )
1. 2. 3. 4. 5. ( ) () http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_grey.gif http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap950917.html ( ) SDSS : d 2 r i dt 2 = Gm jr ij j i rij 3 = Newton 3 0.1% 19 20 20 2 ( ) 3 3
hosokwtk
細川隆史 ( 京大物 2 天体核 ) OUTLINE I. The First Stars, II. The First SMBHs 26.Dec.2017 理論懇 symposium@ 東大本郷 I. The First Stars 宇宙にはじまりがある以上 いつかどこかで宇宙最初の星 ( 天体 ) が生また いつ どうやって最初の星が生まれたのか? 一体どんな星だったのか? 典型 mass, mass
1. Far-Infrared Fine-Structure Lines Observed in the sub/mm 2
IRAM, ALMA Extragalactic Fine-Structure Line 2014/6/18-19 (v.1, 2014/6/16 - created) (v.2, 2014/6/18 - updated) 1 1. Far-Infrared Fine-Structure Lines Observed in the sub/mm 2 References [CII]157 detections
系外惑星大気
http://hubblesite.org/newscenter/archive/2001/38/ 2004 9 30 1781 1846 1930 50 2 3 radial velocity HDS 5m/s HD209458 HD209458+I 2 cell Subaru/HDS 4 (Mayor & Queloz 1995) 4.2 5 2 1.5% HST 4 orbits Brown
塗装深み感の要因解析
17 Analysis of Factors for Paint Depth Feeling Takashi Wada, Mikiko Kawasumi, Taka-aki Suzuki ( ) ( ) ( ) The appearance and quality of objects are controlled by paint coatings on the surfaces of the objects.
75 unit: mm Fig. Structure of model three-phase stacked transformer cores (a) Alternate-lap joint (b) Step-lap joint 3 4)
3 * 35 (3), 7 Analysis of Local Magnetic Properties and Acoustic Noise in Three-Phase Stacked Transformer Core Model Masayoshi Ishida Kenichi Sadahiro Seiji Okabe 3.7 T 5 Hz..4 3 Synopsis: Methods of local
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高エネルギー宇宙ニュートリノ : 突発天体起源の可能性について 浅野勝晃 ( 東工大 ) IceCube による PeV ニュートリノ検出 2 イベント 7.8x10 5-5.6x10 6 GeV 8.9x10 5-8.5x10 6 GeV 当初は最高エネルギー宇宙線起源の 10 18 ev(eev) 程度のニュートリノ検出が期待されていた 予想を裏切って 10 15 ev(pev) のニュートリノが最初に検出された!
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110 JAXA JAXA / /
109 JAXA 4 1 2015 3 31 15 40 27 82 / 7/13 6/2 9/13 22/28 13 8 12 8 8 7 10 9 1 1 21 20 19 17 1988 63 2000 15 5 2 26 5 1 10 0 10 3 8 4 6 4 8 13 2 110 JAXA JAXA 9 12 80 60 40 20 / 50 40 30 20 10 / 0 0 3 18
1. : 1.5 2. ( ): 2.5 3. : 1 ( ) / minimum solar nebula model ( ) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap950917.html ( ) http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_grey.gif ( ) SDSS : d 2 r i dt 2 ÿ j i
1 Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt SSC-Caltech ,
397 0101 10762 30 e-mail: [email protected] 8 3 20 2 3 3 7 2 3 1. 100 1912 1 1 4 12 10 3 1 20 2,500 2 1 3 4 374 2012 6 1 Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt SSC-Caltech 3 2. 5 3 6 100 7 8, 9 10
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SPICA 2010 7 16 ICRR ISAS,JAXA List of my talk Bright Source Catalog Science Highlights Warm Mission SPICA 2 地球大気の透過率 & 放射強度 3 地球大気の吸収を逃れる 地球大気の放射から逃れる なぜ宇宙へ? 4,000m 級の高山に上っても 大気の赤外線放射は 宇宙から来る赤外線の 100
Vol.-ICS-6 No.3 /3/8 Input.8.6 y.4 Fig....5 receptive field x 3 w x y Machband w(x =
DOG(Difference of two Gaussians 8 A feedback model for the brightness illusion Shoji Nodasaka and Asaki Saito We consider mechanism of the Hermann grid. The mechanism is usually explained by effects of
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Galactic Archaeology [Fe/H] and [X/Fe] evolve in a galaxy: fossils to tell the evolution history of the galaxy Galactic Archaeology" GRB980425 Hypernovae SN Light Curve & Spectra" bright, broad, blended
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P 1. 2. R H C H, etc. R' n R' R C R'' R R H R R' R C C R R C R' R C R' R C C R 1-1 1-2 3. 1-3 1-4 4. 5. 1-5 5. 1-6 6. 10 1-7 7. 1-8 8. 2-1 2-2 2-3 9. 2-4 2-5 2-6 2-7 10. 2-8 10. 2-9 10. 2-10 10. 11. C
７－３ 2004年新潟県中越地震
04 Mid Niigata earthquake Earthquake Research Institute, University of Tokyo. 04 23 17 6 M6.8 7 18 12 M6.018 34 M6. 6 27 40 M6.1 11 8 11 1 M.9 30km M6 1 14 1) 2 RMS P 0.17 0.074 S 0.476 0.166 900 P 3 S
X Y of 6
750W オーダリング インフォメーション 株式会社剣プロダクションサービス 223-0057 横浜市港北区新羽町 1166 TEL: 045-547-2288 FAX: 045-547-2221 http://www.kenpro-inc.com 1 of 6 9 16 9 17 400000 350000 300000 250000 200000 150000 X Y 100000 50000
B 1 B.1.......................... 1 B.1.1................. 1 B.1.2................. 2 B.2........................... 5 B.2.1.......................... 5 B.2.2.................. 6 B.2.3..................
untitled
SPring-8 RFgun JASRI/SPring-8 6..7 Contents.. 3.. 5. 6. 7. 8. . 3 cavity γ E A = er 3 πε γ vb r B = v E c r c A B A ( ) F = e E + v B A A A A B dp e( v B+ E) = = m d dt dt ( γ v) dv e ( ) dt v B E v E
JFA PHYSICAL FITNESS PROJECT 45
44 JFA PHYSICAL FITNESS PROJECT JFA PHYSICAL FITNESS PROJECT 45 46 47 C O O R D I N A T I O N B E T W E E N T H E F I E L D S O F R E F E R E E I N G A N D T E C H N I C A L 48 FAX:03-3830-2005 49 50 51
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2 Hyper Suprime-Cam Hyper Subaru Prime-focus Camera 104 CCDs 3 HSC SupCam z = 1, 2, 7 HST 8Mpc 4 5 6 7 8 Wide-field imaging with Hyper Suprime-Cam: Cosmology and Galaxy Evolution A Strategic Survey Proposal
a (a1 30) 1 Gaia ( M2) assymmetric drift (MCMC) Oort-Lindblad Ogrodonikov-Mile Oort-Lindblad 30% Hipparcos 15 Gaia MCMC Gaia Oort-Lindblad Ogrodonikov-Mile 9.5km/s 17.5km/s 5.3km/s 1. Oort, 1927, Bull.
43-03‘o’ì’¹‘®”q37†`51†i„¤‰ƒ…m†[…g†j.pwd
n 808 3.0 % 86.8 % 8.3 % n 24 4.1 % 54.0 % 37.5 % 0% % 20 % 30 % 40 % 50 % 60 % 70 % 80 % 90 % 0% 37.4 % 7.2 % 27.2 % 8.4 % n 648 13.6 % 18.1% 45.4 % 4.1% n 18 0% % 20 % 30 % 40 % 50 % 60 % 70 % 80 % 90