Formation and Evolution of Cluster Galaxies Toshinobu Takagi (ISAS) なぜ銀河団か？ 宇宙でもっとも早い時期に銀河が形成した領域だと 考えられる。 形成期の銀河団銀河は、まだ直接捕らえられていな い（ULIRGs clusterはあるか？）。 銀河進化に対する環境効果を調べることができる。 同じ赤方偏移にある銀河のサンプルを調べることが できる。 重力レンズによって、より深いフィールド銀河を検出できる。 銀河団・銀河団銀河の形成に関して、赤外線ミッションは、ま だほとんど成果を挙げていない。 IRASー感度不足 ISOー視野が狭く、特定の銀河団しか観測していない ISOによる銀河団観測 Abell 2390(z=0.23) 16時間観測（raster) 2.6’x 2.6’ 15umで、34の銀河が検出 された。そのうち、3つの 銀河だけが銀河団メンバー まだ、赤外線では銀河団銀 河の活動性が見えてない。 遠方の銀河団ほど、銀河団中の星 生成率は高い Butcher-Oemler Effect •Photometric BO 高赤方偏移の銀河団ほど 多くの青い銀河を含む。 Kodama&Bower (2001) Spectroscopic Butcher-Oemler Effect BO銀河のスペクトル タイプ Balmer Lineの吸収が強 い K+a／a+kタイプの銀河 Balmer Lineの吸収が強 く、輝線も強い e(a), e(b) 等 Dressler et al. 1999 特に、EW Hδ>4Åで、輝 線がある銀河は、Dusty Starburst の可能性が高い。 Poggianti et al. 1999 Morphological Butcher-Oemler Effect S0銀河の割合が宇宙 年令とともに増加す る。 Spiral がinfall し、 ICMとの相互作用に よってS0銀河になる。 Dressler et al. (1997) →starburstの誘起？ Spiral から剥ぎ取ら れたダストの行方 は？ 銀河団のX線光度関数はz〜１まで進 化していない 高赤方偏移（z＞１） に立派な銀河団があ る可能性は高い。 →若く赤外線で明 るい銀河の集団 がある？ ASTRO-F で探る銀河団 （１） 銀河団中の星生成史 Z＜１でつくられた星の割合 → Secondary Star Formation の役割を決定 →現在の楕円銀河の光度平均年令への影響 Z＜２の赤外線銀河団の探査 ULIRGsの集団？ Intracluster Dust からの広がった放射 Galactic Windによるダスト供給（遠方銀河団） Cooling Flow 中でのダスト形成（近傍銀河団） ASTRO-Fで探る銀河団（２） 環境効果の重要性 ICMの役割 近傍の楕円・レンズ銀河のISM 銀河団銀河の形態ごとの赤外線光度関数 →銀河団銀河の進化を反映？ フィールドと銀河団の違い starburstを誘起するか？ High-zとlow-zでの環境効果の違い 赤外線光度関数 LIR／LBの分布関数 銀河団の重力レンズによって、より深いフィールド赤外銀 河を探る
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