赤方偏移1.52の成熟した銀河団候補領域の発見小山佑世（国立天文台／宇宙航空研究開発機構）児玉忠恭（国立天文台）林将央、田中壱（国立天文台）但木謙一（MPE ／国立天文台）嶋川里澄（総合研究大学院大学）あり、銀河団のような高密度環境には星形成活動を終えた心にも数多くの星形成銀河が存在するという報告もあることから、赤方偏移 ~1.5 の銀河団にはバリエーションがあり、年老いた赤い銀河が多いのに対し、一般フィールドとよば銀河団銀河の進化を理解するうえで過渡期ともいえる重要れる低密度環境には星形成を活発に行う青くて若い銀河がな時代である可能性があるだろう。多いことがよく知られている [1]。遠方宇宙の銀河団とはさらに我々は、この領域に見つかった Hα 輝線銀河を利現在の宇宙に見られる銀河団の祖先であり、銀河団という用して、赤方偏移1.5における銀河の星形成活動の環境依存特殊な環境下で成長する銀河の進化史を解き明かすうえで重要な観測対象である。性について調査を行った。具体的には、銀河の「星形成率 – 星質量関係」を銀河団に近い高密度環境の銀河と銀河団遠方銀河団を探すためには、一般に数平方度クラスの広周辺部の低密度環境の銀河について比較し、その両者に大大なサーベイを行う必要がある。しかし、より効率よく銀きな違いがないことを示した。この結果は、我々のこれま河の密度超過領域を探し出す方法として、遠方宇宙の電波での研究結果 [6] とも一致しており、銀河団銀河とフィー銀河の周辺領域を探査する手法がある。遠方宇宙の電波銀ルド銀河では星形成銀河の割合に違いがあるものの、星形河は近傍銀河団の中心銀河（cD 銀河）の祖先と考えられ、成銀河に着目するかぎり、その性質には大きな環境依存性その周囲には原始銀河団とよばれる銀河の密度超過が数多は見られないという結果を支持するものである。銀河の性質は、その銀河が存在する環境と密接な関係がく報告されている（[2] など）。本研究では、すばる望遠鏡の Suprime-Cam および MOIRCS を用いて赤方偏移1.52の電波銀河4C 65.22の周辺領域を狙って Br′z′JHKs のブロードバンド、および赤方偏移 1.52の Hα 輝線を捉えることができる MOIRCS のナローバンドフィルター NB1657（中心波長1.657 μm）を用いて撮像サーベイを行った [3]。解析の結果、図1に示すような銀河の構造が浮かび上がった。この図では、黒と赤の丸印が測光的赤方偏移の手法により z ~ 1.5にあると推定される銀河を示しており、電波銀河の周囲には周辺に比べて10倍以上の密度超過が見られる。特に図中の赤い丸印は z′ – J の色が赤い銀河を表しており、星形成活動を終えた銀河であると考えられる。この赤い銀河は密度超過のピークの場所に集中的に存在しており、近傍宇宙と同様に密度が高い環境に星形成を止めた銀河が多いという傾向がはっきりと見られたことは大変興味深い。一方で、NB1657フィルターで輝線超過が見られた銀河について、ブロードバンドカラーを注意深く解析して選び図 1．今回観測を行った4C 65.22電波銀河（黄色の星印）の周辺における銀河の2次元分布．丸印は測光的赤方偏移で1.3 < zphot < 1.7の銀河を表し，等高線はその分布をもとに描かれている．赤い丸は z′ – J の色が赤い受動的銀河の候補である．また，青い四角印は z = 1.52の Hα 輝線銀河を表す．大きな2つの円の半径は，銀河の密度超過のピークから250 kpc および500 kpc に相当する．出した赤方偏移1.52の Hα 輝線銀河が図1の青四角で示されている。銀河分布のピークを取り囲むように、Hα 輝線銀河がその周辺領域に存在しているようすは、我々が赤方偏移0.8の銀河団領域で行った Hα 輝線銀河サーベイの結果と合致しており [4]、本研究で見つかった新しい密度超過領域は、赤方偏移 ≈ 1.52の成熟した銀河団である可能性がきわめて高い。実は、我々のグループが行ったほぼ同時代の銀河団の星形成銀河探査の結果 [5] によると、銀河団の中 054 I Scientific Highlights 参考文献 [1] Dressler, A.: 1980, ApJ, 236, 351. [2] Venemans, B. P., et al.: 2007, A&A, 461, 823. [3] Koyama, Y., et al.: 2014, ApJ, 789, 18. [4] Koyama, Y., et al.: 2010, MNRAS, 403, 1611. [5] Hayashi, M., et al.: 2010, MNRAS, 402, 1980. [6] Koyama, Y., et al.: 2013, MNRAS, 434, 423.