３．結果と展望：３．結果と展望： BzKBzK からから VJKVJK 銀河へ（？）銀河へ（？）　 K-selected で構築したカタログに対し、 Bｚ Kでの選択をかけた。 Daddi et al.(2004) との比較と、 S/N が悪い理由から、データを K<20mag （ Vega ）に絞った。結果全視野中 17 個が BzKの基準に合致した。天球面密度は 0.81±0.2 個となり、 Daddi et al. の ~1/arcmin2 とほぼ無矛盾であった。また、検出ぎりぎりの K<21.5mag では 33 個が検出されている。 Daddi et al. では K< 22mag で ~5/arcmin2 という結果であり、傾向としてはやや数密度が低めである。これは我々の FL データの質がまだ十分でなく、 K の検出率が faint end で落ちているためと考えられる。

　我々は 7 バンドの測光データがあるため、この BzK サンプルに対してHyper-z （ Bolozonella et al. 2000 ）を用いた photometric redshift 解析の結果（市川ポスター参照）と比較した（ ch2 のみ）。結果は 1.4<z<2.5 の範囲に 11 個中 9 個が入るという、大変良い結果を得た。 SSA22 原始銀河団手前のこの z レンジの宇宙は、明るい銀河に関しては general field 的であると言えよう。

　 SSA22 は z=3.1 の原始銀河団である。 BzKはこの z に対しては効率が落ちる。しかし今後の MOIRCS を用いた原始銀河団サーベイにおいては、2.5<z<4 の宇宙への応用が重要である。そのため、 BzK的な思考をさらに遠方に伸ばす試みとして、 VJKセレクションの可否について、モデルとデータとで考えてみた。 z~3.5 にもなると宇宙年齢が若くなって、 SSP 的な星生成でさえ銀河は十分に古くなれず post starburst 的な振る舞いとなる。そのため BzK的な old/dusty diagnostics はあまり意味がないかもしれないが、このような銀河に対しても、 VJKセレクションは dusty starburst と区別が可能となる示唆がモデル的に得られた。星形成銀河に対しては、 BzK同様、ダスト吸収にあまり寄らずに 2.3 ＜ z ＜ 3.4の銀河を効率よく選べる可能性が高い。今後 MOIRCS 深撮像データを用いて、 VJKの可能性について引き続き追求する積りである。 うまく行けばこの z レンジでの紫外セレクトでない原始銀河団探査や、同じ z~3population である LBG との性質の違いといった研究へと発展でき、新たな地平が開ける可能性もあるだろう。 MOIRCS の多天体分光モードでこれらの銀河を観測し、 stacking technique を用いて K>20 の暗い銀河の Metalicity を z>3 において求め化学進化の mass dependence を求めるのが、我々の目標である。

MOIRCS 試験観測データによる BzK-selected galaxies の評価

田中壱 田中壱 / / 東北大学大学院理学研究科天文学専攻東北大学大学院理学研究科天文学専攻 COECOE フェローフェロー勝野 由夏勝野 由夏 (( 東北大理東北大理 // 国立天文台国立天文台 )) 、市川 隆、市川 隆 (( 東北大理東北大理 )) 、山田 亨、山田 亨 (( 国立天文台国立天文台 )) 、 、 MOIRCSMOIRCS チーチー

ムム共同研究／松田 有一共同研究／松田 有一 (( 東北大理東北大理 // 国立天文台国立天文台 )) 、山内良亮、林野友紀、山内良亮、林野友紀 (( 東北大理東北大理 ))すばる望遠鏡の第二期観測装置である MOIRCS は、昨秋無事ファーストライトを成功させた。 MOIRCS は 8m級望遠鏡で世界最大の広視野

を誇り、しかも徹底した迷光対策と高いスループットによって、総合的サーベイ能力は最終的には現行の CISCO の 10 数倍に達すると期待されている。宇宙の黎明期における銀河の形成進化史の研究にとって、そのパフォーマンスへの期待は大きい (山田他、関連講演参照 ) 。

我々は MOIRCS の深撮像能力評価データの一貫として、 z=3.1 の原始銀河団領域として有名な SSA22領域の Jと Ksのデータを取得した(勝野講演参照 ) 。 GT 観測のパイロット研究として、このデータを用いて所謂 BzK-selected の銀河について研究したので報告する。 BzK-selection は 1.4<z<2.5 の銀河を 2色図上で効率よく選び出すための新しい手法であり (Daddi et al.astro-ph/0409041) 、既に複数の大規模分光サーベイによって有効性が実証されている。今回我々は、 21 平方分 5σ limit で Ks<21.5mag のデータから約 30 個の BzK銀河を検出した。K<20mag では 17 個で、天球面密度は 0.81±0.2 個 /arcmin2. である。これは Daddi et al. で報告された平均密度と consistent と言える。 K<20 での BzKでの z 分布が 1.4<z<2.5 である事から、 SSA22領域の原始銀河団の手前のこの z レンジは通常のフィールド環境であると言える。ただ、 2 つのチャンネル間で銀河の色分布に顕著な違いが見られた。ポスターではこの起源を考察し、併せて GT 観測における ``BzK銀河 "

への我々の戦略も議論する。

データの詳細：MOIRCSMOIRCS データ：データ：Seeing FWHM~0.3-0.9arcsec. 　 Matched t

o optical data by Gaussian. 天候安定、時々シラス飛ぶ。積分時間：　 K 1.75hr (ch1& 2), 　

　　　　　 J 1.25hr (ch1) 1.55hr (ch2)・検出限界 (1 arcsec aperture, 5σ limit)　 J=23.7-23.8, K=23.5-23.2 in AB mag.

可視データ：可視データ：・装置： Subaru Suprime-Cam　 B, V, Rc, i', z', NB497 の各バンドデータ。　松田、山内らによる解析。・ Seeing FWHM~1.0arcsec.・検出限界 (2 arcsec aperture, 5σ limit)　 B=26.5; V=26.6; z=25.7 in AB mag.

1. Introduction1.1 MOIRCSファーストライト　すばる望遠鏡の第 2 期観測装置である MOIRCS （すばる近赤外多天体分光撮像装置）は、 2004年 9月 20日に初めて望遠鏡からの光を装置に入れるファーストライトに到達した。 3日間行われたこの第一回機能試験観測において、撮像性能やソフトウェアなど、実際的な試験が行われた。装置の概要・性能評価に関する報告は、本学会において MOIRCS グループの市川、鈴木、吉川、小西、小俣によって報告されるので、そちらを参照されたい。

　この試験のひとつである深撮像性能テストとして、我々は z＝ 3.1 の原始銀河団が存在する事で有名な SSA22領域のデータを取得した。このデータを用いて Lymanα輝線を放つ巨大な雲を伴うLyman Break Galaxies の特性を評価した結果を、本学会において勝野が報告する。さらに、同じデータを用いた補助的な研究を田中と市川が行っている。本ポスターでは MOIRCS を用いた今後の原始銀河団の研究を考える上で重要になると思われる、所謂 BzK selection を試験データに適用してみた結果を報告する。

　 BzK 銀河とは、 1.4<z<2.5 の銀河を「星形成の活発な銀河にバイアスされず」「最小の観測時間で」効率よく選び出す手法である。特に MOIRCS では、今後 2<z<4 の宇宙における原始銀河団の発見とメンバーの特性の z 進化を見たい。特に今の対象である z レンジではメンバー銀河の大半がK>21-24 の付近になり、すばるの集光能力を生かした研究が必要となる。

　上の動機においてひとつの問題は、特に Lyman Break Galaxies との相補評価が可能となる z>3付近では、すでに BzK selection は効果的でないという事である。 MOIRCS での原始銀河団サーベイにおいては、 BzK の low-z側を落とすと共に z>3 に対しても天体検出能力が欲しい。そのひとつのアイデアとして、我々は BzKと補完的な、 VJK selection を提案し、その有効性についても評価を試みる。 2.2 2.2 BzKBzK for SSA22a: for SSA22a: 解析データについて解析データについて

　ここでは MOIRCS での観測戦略の一つとして、現有可視データと MOIRCS の近赤外データを用いたケーススタディとして、 BzK-selection をこのデータに対して適用してみる。 SSA22 原始銀河団の z=3.1 は、BzK が次第に効果的でなくなる z である。 BzK が原始銀河団のメンバーを捉える事ができるかどうか、及び、 BzK で選べる原始銀河団手前の 1.4<z<2.5 の宇宙が一般的などうかを見る。

　可視の観測データはすばるの Suprime-Cam で得られたもの（ Matsuda et al. 2004, AJ, 128, 569 に詳細あり）。 K-selected カタログ作成後、 Gunn-Striker(1983) の星の SED 、及び Nakajima et al. (1996) の近赤による星カラーテーブルを用いてゼロ点の微調整を行った。

　データ解析においては、光学系の distortion 、 J のチップ 2 におけるフリンジ、リセットアノマリ及び変動するアノマリパターンの存在、大きな装置ノイズ（ 1月に解決）が課題となった（解析に関する議論、乗ってくれる人大歓迎！）。

1.2 BzK-selected Galaxies とは：

• BzK 銀河　　・・・・　　 Daddi らの提案による、 1.4<z<2.5 の銀河を検出する手法（ Daddi et al. 2004, astro-ph/0409041 ）

3 バンドの観測で効率よく（ >85% ） 1.4<z<2.5 の銀河を選び出せる。 星形成の活発な、 UV bright galaxies にバイアスされにくい。 古い銀河のみならず、活発な星形成を伴う青い銀河や、ダスト吸収を

　　受けた銀河も選ぶことが可能。 BzK ダイアグラム上で Dusty / Old / Young Galaxies

　　の診断が可能。

BzK-selectedBzK-selected 銀河の特徴銀河の特徴•UVselected 銀河よりも活発な星形成率（～ 200Msolar/yr)

•K<20 で ~1011 Msolar 。 Massive 。

•K<20 で ~1/arcmin2 。 K<22 では ~5/arcmin2 。•しばしば Irregular Morphology 。 Merger.

•高い Metallicity 。 z~2 で既に solar以上も。

密度、メタル量、形態・・・近傍楕円銀河の先祖か。密度、メタル量、形態・・・近傍楕円銀河の先祖か。

2. 観測領域とデータ： SSA222.1 SSA22 原始銀河団 at z=3.1

　　 Stedel らによって発見された、現在知られている原始銀河団として最も遠方級のものの一つ（ Steidel et al. 199

8,2000 ）。後に林野らにより、 >60Mpc のスケールを持つ大規模構造がすばるにより発見される（ Hayashino et al.

2004 ：本学会講演参照）。フィラメント構造内部には、 Steidel らによって発見された、 >100Kpc のスケールを持つ巨大な Lyman-α Blobs に代表される Extended Lyman-α 天体が、 31'×23' の視野に 30 個以上も見出され（ Matsu

da et al. 2004 ）、それらの Keck 分光結果から、松田らはその力学質量を 1011-13Msolar と見積もっている（松田　東北

大学博士論文、本学会講演参照）。広がった輝線は大規模な星形成活動に伴う superwind に関連していると考えられており（ Ohyama et al. 2003 ）、その活動タイムスケールが非常に短い事を考えると、この大規模構造の中心部では、現在の銀河団中心に存在する大質量楕円銀河に相当する質量の銀河が、非常に短い時間の間に大量に形成されているという事になる。銀河団コアにおける銀河形成の現場としての観測意義は極めて大きい。

　松田らによって詳細な研究がなされているこれらの Bl

obs は Lyα輝線ガスによるものであり、紫外光を放つこの Blobs の母銀河がどの程度の恒星質量を持っているのかは近赤外波長で見ないと評価できない。 MOIRCS 第一回機能試験観測の深撮像視野としてこの領域を選んだのは、試験データとしての性能がサイエンスに耐えるものであると証明できた時に最もロバストで、かつ意義のある研究が可能だからである。この結果については本学会の勝野講演参照のこと。

Matsuda et al. 2004（ Yamada 収録より改変 )

25 arcsec.(190 kpc)

Hayashino et al. (2004) より改変

SSA22a RegionSuprime-Cam B, i' & MOIRCS K による三色合成

CISCOCISCO の視野の視野

MOIRCS データによる、 SSA22領域への BzK 銀河セレクションの適用結果。赤がエンジニアリンググレード（ chip1 ）、青がサイエンスグレードチップ（ chip 2 ）。緑色は主系列星の分布。点線は Daddi et al. による BzK selection の境界を示

し、赤が old 、青が星形成を示す。

(注：この図では K のみ Vega Sytem になっています。 )

BzK

0

1

2

3

4

5

6

0 1 2 3 4 5 6 7

B- z'

z'-K

EngineeringstarsScience

MOIRCS データによる、 SSA22領域への BzK selection と VJK selection の適用結果の比較。赤がエンジニアリンググレード（ chip1 ）、青がサイエンスグレードチップ（ chip 2 ）。水色は主系列星の分布。直線はDaddi et al. による BzK selection の境界、及び VJK での境界（ tentativ

e ）。

BzK VJK

1.4<z<2.5 に特化した BzKセレクションと、よりhigh-z にあわせた提案する VJKセレクションの概念。 SED は４００ Myr Burst を左から z=0, 1.

2, 1.8, 2.2, 2.8, 3.2 にシフトさせたもの。 Lymanα端と Balmer Jump に注目。 B と z でフラットなUV continuum を見てるうちは拾える。 BzK の場合、 z<1.4 では Balmer Jump が zに、 z>2.5 ではLymanα端が Bに入る。同様の事をより high-z で実現するのが VJK。 z<2.5 では Jに Balmer Jump が、 z>3.4 では V に Lymanα端が来る（ｃｆ：

RJL by Daddi et al.2004 ）。

B V 　 z J K

GALAXEV （ Bruzual & Charlot 2003 ）の 3種類のモデル SED （ SSP, Tau=0.1 & 4, continuous SF) について年齢を振ってその色進化を見た。上が BzK （青枠）、下が VJK （赤枠）。 1.4<z<2.5 に特化した BzKセレクションの有効性が良く見て取れる (上左）。しかし、 z レンジを 2.5<z<3.5 にすると（上右）、トラックは特に星形成銀河が low-z のものと混在してしまい、全く対応できな。一方、より high-zにあわせた、今回提案する VJKセレクションでは、 2.5<z<3.5 の銀河をコントラス

トを保ったまま取り出すことができると期待される（下右）。

photo-z 的に 2.5< ｚ <3.5 の銀河は例外的にマッシブでない限り非常に暗く、今回のK<20 に限ったデータでは期待される銀河の数が非常に少ないと期待される。今回のVJK セレクションでも、質の良い chip2 のデータでは 2,3 天体しか拾えなかった。

今後の deep survey において VJK は真価を発揮すると期待している。

上図は、この z レンジでの K セレクトで受かった一つの銀河の例（中央）。 Steidelの Blob1 の中に埋もれた LymanαAbsorber （松田 , private comm. ）である。推定

質量 2.1E11 Msol 。

B NB V R i' z' K

BzK selection と VJK selection の比較。左図より 0.5mag 深くセレクトしている。赤が VJK 、青が BzK 。水色は主系列

星の分布。黄色は Matsuda et al. の Blobs の分布。

z=0

z=0

z=1

z=1

z=0.3

z=1.4

z=2.5 z=2.5

z=3.5

z=2

z=3.1

z=2.5z=2.3

z=3.4