形成期の楕円銀河 （サブミリ銀河） Arp220.

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1 形成期の楕円銀河 （サブミリ銀河） Arp220

2 星生成率（SFR)を求めることができる。
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。 星形成領域の大きさの効果 SEDの進化

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

4 近傍の超高光度赤外銀河 Takagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813
近傍のULIRGｓは１０１２Lo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１０１１Mo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、～２００－５００Mo/ｙｒにもなる。

5 近傍のスターバースト銀河 Takagi, Arimoto & Hanami (2003) MNRAS 340, 813 ULIRG
ULIBG UVSBG UVSBG 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。

6 サブミリ銀河 (SBGs) HST images of submm galaxies (HDF; Chapman et al.　２００３)

7 サブミリ銀河 (SBGs) Chapman et al. (2003) Nature 422, 695 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、～１Gyr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。 サブミリ銀河の平均の赤方偏移はｚ～2.5

8 サブミリ銀河 (SBGs) Takagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424
SED fitting of submm galaxies (burst age, compactness, EC)

9 サブミリ銀河 (SBGs) Takagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424
Submm z>2 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

10 サブミリ銀河がそのまま進化すると Takagi, Hanami &Arimoto (2005) MNRAS 355, 424
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。 遠方(z>2.5)

11 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