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「GAMA」および「H-ATLAS」による星形成セレクト銀河のダスト質量関数

ダストは割合としては小さいながら星間物質の重要な構成要素である。宇宙の歴史の中で、星の放射の半分程度はダストに吸収され、より長波長で再放射されてきた。つまり、ダストの量や性質を研究することにより、失われた星の光の情報を再構成できる。ダストはまた様々な星間化学過程、たとえば水素分子の生成においても本質的役割を果たす。銀河に存在するダストの量を測る重要な統計量が「ダスト質量関数(DMF)」、つまり銀河のダスト質量別の個数密度分布である。銀河が観測される最大体積は絶対光度、および観測からの制限、特にフラックス検出限界(あるいは限界等級)に依存する。この最大体積を用いれば、離散化したダスト質量ビンのどれに寄与するかが求められる。セミナーでは、「Galaxy And Mass Assembly(GAMA)」および「Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Surrvey(H-ATLAS)」の共通領域から抽出した、これまでで最大の星質量セレクト銀河のサンプルを用いたDMFを示す。この領域は160平方度、21バンドで観測され、rバンド(~600nm)で約200,000の銀河が検出されている。本研究で、先行研究よりも1桁大きなサンプルによって、1桁小さなダスト質量に届く、これまでで統計的にもっとも信頼できる低赤方偏移DMFを示す。
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