HSC/WFMOSでのHigh-z 銀河サーベイ

大内正己

(STScI)

概要

1. はじめに 2. HSC (+WFMOS) による銀河探査

a) 宇宙再電離と銀河形成初期 (z~6-7.5)b) 形成途上銀河(cooling cloud/PopIII)の検出 (z~3-7.5)c) 構造形成と銀河形成(すばる版DEEP2; z~1)

3. 検討すべき課題a) HSC用グリズム作成の可能性の提案b)探査領域、他装置、他グループとの協力

4. まとめ

(1) はじめに

Hyper-Suprime Camの強み 既存装置(e.g. Suprime-Cam)と比べて視野が～１０倍赤側（0.9-1.05µm域）で高い感度

→広視野・赤感度を活用したdeep surveyの銀河研究に威力を発揮

2015年頃登場する30m望遠鏡、JWSTと比べても同程度の探査能力→すばる時間の方が取りやすい分だけHSCが有利

LSSTはdeep surveyをやらない　→HSCをdeep surveyに活用すべき

100時間で達成できる広さと深さ（0”.2のソースに対して） 装置によりseeing sizeが異なるため、単純にAΩでは表せないことに注意。

広い

深い

30m望遠鏡w AO

JWSTHSC

VISTA

(2) HSCによる銀河探査

(a) 宇宙再電離と銀河形成初期 (z~6-7.5)

銀河形成と宇宙再電離に重要なz~6-7.5銀河

Evolution of mass function predicted by the CDM model (Sheth & Tormen 1999)

z= 9 7 5 3 1 0

Galaxy

銀河形成と宇宙再電離に重要なz~6-7.5銀河

Evolution of mass function predicted by the CDM model (Sheth & Tormen 1999)

z= 9 7 5 3 1 0

Galaxy

~銀河団

~銀河

(1) 銀河形成の初期:z>~6-7: 銀河質量程度の天体の出現

Evolution of neutral fraction of IGM (Fan et al. 2006)

銀河形成と宇宙再電離に重要なz~6-7.5銀河

Evolution of mass function predicted by the CDM model (Sheth & Tormen 1999)

z= 9 7 5 3 1 0

Galaxy

~銀河団

~銀河

(1) 銀河形成の初期:z>~6-7: 銀河質量程度の天体の出現

Evolution of neutral fraction of IGM (Fan et al. 2006)

銀河形成と宇宙再電離に重要なz~6-7.5銀河

Evolution of mass function predicted by the CDM model (Sheth & Tormen 1999)

(2) 宇宙再電離:z>~6:電離状態の変化

z= 9 7 5 3 1 0

Galaxy

~銀河団

~銀河

宇宙再電離

Dijkstra et al. (2007)

電離ソース（銀河）とcosmic HII regionとの関係を示したシミュレーション (Iliev et al. 2006)

銀河が出すLya輝線と吸収の度合い(z=8銀河の場合）

Lya輝線を出す銀河を調べれば宇宙再電離のヒントが得られる

Kodaira et al. (2003)

Redshift

Lyα

(1) Lyα Emitters (LAEs) at z~6-7.5で探る宇宙再電離

赤方偏移したLyαをnarrow band (NB)で検出

Kodaira et al. (2003)

Redshift

Lyα

(1) Lyα Emitters (LAEs) at z~6-7.5で探る宇宙再電離

赤方偏移したLyαをnarrow band (NB)で検出

観測の現状 z=6.6 LAE

photometric sample: >100個以上 分光同定されたもの̃30個 (Hu+02,+05,Kodaira+03,Rhoads+04,Kurk+04,Stern+05,Taniguchi+05,Kashikawa+06)

z~7 LAE photometric sample~2個 分光同定されたもの 1個 　　(Iye et al. 2006)

Kodaira et al. (2003)

Redshift

Lyα

(1) Lyα Emitters (LAEs) at z~6-7.5で探る宇宙再電離

明るいLAEの個数密度がz=5.7 から7.0に向かうにつれ減っている？ （c.f. Hu et al. 2005, Stark et al. 2007) 銀河進化?

ダークハローの進化とコンシステント(Dijkstra et al. 2006)

IGMによるLyα輝線吸収？ もしintrinsicなLFが進化していないとすると,Santos 2004モデルとの比較→ XHII<~0.45 at z=6.5 (Kashikawa et al. 2006)

問題点 z=6.6とz=7 LAEの統計が悪い。LAEの進化がfield varienceの影響が分からない

　　→HSCによる大規模探査で解決 銀河進化なのかIGM吸収の進化なのかはっきりしない点が残る　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　→ 独立なプローブが必要

Ouchi et al. (2006)

これまでの研究: (i) Lyα光度関数

z=5.7

z=5.7

z=5.7

z=6.6

z=6.6

Red=brightBlue=intermediate

Gray=masked regions

N= 106

取得予定（地震のため中止）　　　　　　　　　　　　　

(ii)LAEのクラスタリング

Ouchi et al. in prep.

(ii)LAE クラスタリングからの宇宙再電離への制限

z=5.7 LAEz=6.6 LAE

z=5-6 Drop

bias

Angular Correlation z=6.6LAEのbias~4.5

Furlanetto et al. (2006)モデルとの比較

　　→IGMのneutral frac.: xHI<~0.3

Neutral fractionの値は他の独立な測定値とコンシステント(MR04;Kashikawa+06; Totani+ 2006)

b(z6.6LAE)=4.5±1.3b(z6Drop)=4.2±2.0

Ouchi et al. in prep.

Kashikawa et al. (2006)Hu et al. (2006)

Composite of Keck/DEIMOS Spectra

z=6.6

z=6.6

z=5.7

Hawaii Subaru

(iii) Lyα Line Profileからのreionizationへの制限 (WFMOSが必要）

reionizationの影響かgalaxy outflowの影響か区別を付けるのは容易ではない(Kashikawa et al. 2006) HyperSuprime+WFMOSによる大サンプルから

高精度のcomposite spectraからline profileを得る→詳細なモデルと比較可能 single/composite spectrumの空間的な違い→reionization起源かどうか判別？。ionizing bubbleへの制限

galactic wind

reionization

HSCによる宇宙再電離の研究

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

# →理論研究との連携が不可欠！！

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

# →理論研究との連携が不可欠！！ 検討すべき課題

HSC用の狭帯域(NB)フィルター作成の問題？ HSCのフィルターは非常に高価(～1千万円)

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

# →理論研究との連携が不可欠！！ 検討すべき課題

HSC用の狭帯域(NB)フィルター作成の問題？ HSCのフィルターは非常に高価(～1千万円)

# →NBフィルターを多数は作れない。慎重にNBのスペックを決めるべき

0.92µmのNBによるz=6.6LAE　→1000個 0.976µmのNBによるz=7.0 LAE→100個 1.006µmのNBによるz=7.3 LAE→数十個

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

# →理論研究との連携が不可欠！！ 検討すべき課題

HSC用の狭帯域(NB)フィルター作成の問題？ HSCのフィルターは非常に高価(～1千万円)

# →NBフィルターを多数は作れない。慎重にNBのスペックを決めるべき

0.92µmのNBによるz=6.6LAE　→1000個 0.976µmのNBによるz=7.0 LAE→100個 1.006µmのNBによるz=7.3 LAE→数十個

NBはどの波長が良いか？

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

HSCによる宇宙再電離の研究 同様の観測はすでにSuprime-Camで観測されている

広視野＋赤感度を生かして個数と探査領域をそれぞれ１０倍以上にする→高精度を持って宇宙再電離へ制限 (c.f. COBEからWMAP時代へ）

z=6.6 LAE：　１００個→1000個 (１視野~200Mpc)　　→z=6.6 LAEの比較的精度の高い(i)光度関数、(ii)相関関数、(iii) Lya line profileをNumerical simulationの結果と比較することで宇宙再電離(nHI, bubbles)に制限。

# →理論研究との連携が不可欠！！ 検討すべき課題

HSC用の狭帯域(NB)フィルター作成の問題？ HSCのフィルターは非常に高価(～1千万円)

# →NBフィルターを多数は作れない。慎重にNBのスペックを決めるべき

0.92µmのNBによるz=6.6LAE　→1000個 0.976µmのNBによるz=7.0 LAE→100個 1.006µmのNBによるz=7.3 LAE→数十個

NBはどの波長が良いか？　　　数を取るか、redshiftを取るか？

HSC

SPCAM

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x10~30

21cm HI輝線による探査との連携は？？ 2010年代のNWA, LOFAR, SKAによる深宇宙21cm HI輝線探査→ reionization（z~6-12における中性水素の分布）

cosmic stromgren sphere 21 cm forest (c.f. Lya forest)

0.5 mJy

5Mpc

Wyithe et al. 2006 (from Carilli 2006)

z>6 QSOをMWAで観測した場合のシミュレーション

z=8SKA完成予想図 21cm forest (simu.)

21cm HI輝線による探査との連携は？？ 2010年代のNWA, LOFAR, SKAによる深宇宙21cm HI輝線探査→ reionization（z~6-12における中性水素の分布）

cosmic stromgren sphere 21 cm forest (c.f. Lya forest)

0.5 mJy

5Mpc

Wyithe et al. 2006 (from Carilli 2006)

z>6 QSOをMWAで観測した場合のシミュレーション

z=8SKA完成予想図 21cm forest (simu.)

中性ガスの分布（21cm電波観測）

AND

電離源の分布（HSCによる光学観測）

Stanway et al. (2005)

Redshift

(2) dropout銀河 at z~6-7.5で探る銀河形成

赤方偏移したLyman break+GP troughがi,zバンドに入る z~6 i-dropout (by i-z) z~7-8 z-dropout (by z-J)

Stanway et al. (2005)

Redshift

(2) dropout銀河 at z~6-7.5で探る銀河形成

赤方偏移したLyman break+GP troughがi,zバンドに入る z~6 i-dropout (by i-z) z~7-8 z-dropout (by z-J)

観測の現状 z~6 i-dropout galaxies,

photometric sample: >600個以上 分光同定されたもの~30個

(e.g.Stanway+04,Dickinson+04, Nagao+04,+06,Malhotra+05)

z~7-8 z-dropout galaxies photometric sample~数個 分光同定されたもの 0個 　　(e.g.Bouwens & Illingworth 2006)

Stanway et al. (2005)

Redshift

(2) dropout銀河 at z~6-7.5で探る銀河形成

これまでの研究: （i）UV光度関数 z~6.6から7-8へ向けてUV光度関数が進化?（Bouwens & Illingworth 2006, Mannucci 2006） ナイーブに　星形成率∝質量　と仮定した場合、銀河が階層的構造形成に従って形成されたことの示唆？？

問題点 z~7-8での光度関数の不定性が大きく進化なのかエラー（統計エラー、field variance）なのかよく分からない。

明るい銀河が減る（Bouwens & Illingworth 2006, Mannucci 2006）

v.s. 変化なし(Richard et al. 2006)

数が少なく光度関数以外の統計研究が行えない

Ouchi et al. (2006)

z=6

Suprime-Camの1µmフィルター(y) を使ったz-dropout探査

z’-y の色でz=6.6-7.2銀河をlow-z銀河やGalactic starと見分ける

HUDFのNICMOS Jより１等級浅いが、１５０倍の広さ

　→ ~30個のz-dropouts at z~7 　→L>L*での光度関数

今年春に観測完了予定

y

検出限界

(200

6年）

y (mag)

N(期待個数）

Suprime-Camを使った準備研究 z’-dropout 探査

Ouchi et al.

HSCよってdropoutを使った遠方銀河研究を発展させられるか？

同様の観測はすでにSuprime-Camで行われている

広視野＋赤感度を生かした高精度の研究

深さからのゲイン L>~L*までの光度関数

検出個数のゲイン 約３０個→約１０００個

高い精度の光度関数 z~7銀河の相関関数が高い精度で求められる→ハローの質量分布関数への制限（構造形成v.s.銀河形成の関係）

M*

HSC

SPCAM

HSC

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x30

y

HSCよってdropoutを使った遠方銀河研究を発展させられるか？

同様の観測はすでにSuprime-Camで行われている

広視野＋赤感度を生かした高精度の研究

深さからのゲイン L>~L*までの光度関数

検出個数のゲイン 約３０個→約１０００個

高い精度の光度関数 z~7銀河の相関関数が高い精度で求められる→ハローの質量分布関数への制限（構造形成v.s.銀河形成の関係）

M*

HSC

SPCAM

HSC

期待個数（30時間

1 Fo

V)

x30

y

N~2000

N=300

N=100

z=4-5 dropoutの角度相関関数(Ouchi et al. 2004)

(2) HSCによる銀河探査

(b) 形成途上銀河(cooling cloud/PopIII)の検出 　　　　　　　　　　(z~3-7.5)

形成途上銀河(cooling cloud/PopIII) 銀河形成の第一段階

cooling cloud primodialに近いガスが冷却→ダークハロー中心に落ち込む

冷却放射、空間的に広がった強いLya輝線、微弱(<1/10L[Lya])なHeIIλ1640

popIII 大質量星(flat IMF)によるhard UV→電離輝線

Lya, 微弱なHeIIλ1640 銀河形成の第一段階では

強いLya、微弱な(<<1/10L[Lya])HeIIが特徴。 強いLya（EW大)を探し、その中からcooling

cloudもしくはPopIII星形成の形跡がある銀河を探し出す

cooling cloudとpopIIIの違いの判別は難しい

cooling cloudの数値シミュレーション(Yang et al. 2006)

Lyα

HeII λ1640

Cooling CloudとPopIIIはHSCで届く赤方偏移(z<7.5)に存在するか？

cooling cloudのHeIIλ1640 bright populationは8m HSC (volume~10^6Mpc)で~10-100個見つかる？？

PopIIIとPopIIの星形成への寄与(Trac & Cen 2006)

z=5で、cosmic SFRの~1/1000がpopIIIによる寄与? 一つの銀河の大半がpopIII星形成をすることは可能か？（宇宙の重元素汚染との関係は？）

cooling cloudの光度関数(Yang et al. 2006)

z~2

観測から見つけられた候補天体？

Shimasaku et al. (2006)

通常の星形成(IMF)では説明が難しい

(Matsuda et al. 2004)

z=3の30-200 kpcに広がったLya天体

この他、z=2-3における広がったLya源は多数検出（Francis et al 2001, Palunas et al. 2004, Nilsson et al. 2006など）

Lya輝線天体からのCC, popIII起源のHeIIはまだ見つかっていない(for z=4.5 Dawson et al. 2004; for z=6 Nagao et al. 2006)

z=5.7 Lya emitterのEW分布

広視野・高感度撮像が鍵 候補天体の個数密度は小さい（cooling cloud~10^-4 Mpcくらい、popIIIはもっと小さい？）

候補天体探しは8m広視野が向いている

微弱なHeIIの検出でnormal SFRの可能性を排除 CIV1549（+X-ray, radio)を使って

AGNと区別 HeIIの輝幅が十分に小さい

(<1000km/s) ことからWR星起源との区別

有力な候補天体に対してより高感度の観測(30m望遠鏡によるAO分光および撮像)

Saito et al. 2006

Volume limit of SPCAM search

HSC(+WFMOS)で行うcooling cloud+popIII探査

(2) HSCによる銀河探査

(c) 構造形成と銀河形成(すばる版DEEP2; z~1)

HSCでは銀河天文の王道を行くサイエンスはz~1までしかできない。

銀河のUV光(<4000A)で得られる情報は星形成活動に関連するものに限られている→本格的な銀河研究には静止系可視波長(>4000A)の観測が必要(c.f. SDSS： z=0銀河に対して3500-10000A)

HSCの高感度0.8-1.0µm撮像を活用→z~1銀河の赤方偏移した可視(Bバンド)まで

z~1の時代は 活発な星形成を行っていた最後の時代（cosmic star-formation rateが現在の　１０倍）

銀河形態が発現してきた時代？

cosmic SFR(Hopkins 2006)

EllipticalとDisk銀河の急激な減少?(Conselice et al. 2005)

HSCで狙えるz~1銀河 z=0 1

z=1

z~1銀河はどこまで理解されているか？

[OII] による回転曲線(Kassin et al. 2005)

cosmic web by DEEP2 Coil et al. (2006)

z~1銀河の撮像探査：photo-z（＋一部分光）を使った撮像研究はし尽くされた感がある COMBO17 MUSYC SXDS (1deg~2; z=26.0) COSMOS (2deg^2; z=25.5) CFHTLS現時点では、HSC撮像だけのz~1探査は意味はあるが面白みにかける? LSSTの存在が追い討ち！

z~1銀河の分光探査： GDDS (~0.1deg^2; R~25-26) DEEP2(~3.5deg^2; R~24)

~30,000 galaxies at 0.7 < z < 1.3 RAB = 24.1 → ~M* at z = 1. 5 × 106 Mpc3

3 deg^2 1500 resolved rotation curves+ACS images

(Kassin et al. 2005) これもし尽くされた感がある（山田他、昨晩）。 ただし、WFMOSを使った分光探査が実現されれ

HSC/WFMOSで何をすべきか？ 分光探査(redshift survey)を行う。WFMOSもしくは最低でも後述のHSCグリズムが必要

i (z)バンドリミットに対する完全分光探査(redshift survey) →z~1銀河がターゲット

high-z版SDSS?→無理（困難; rest-frame　2000-5000Aしか見えないので。Ha輝線の情報は無し） FMOSを組み合わせれば良いが効率悪い

むしろ「super DEEP2」と呼ばれるもの 探査パラメター

広さ>10deg^2以上 (構造形成) 深さ~25-26 mag (~M*+2) 銀河の個数~1M以上

サイエンス 相関関数による構造形成の中の銀河形成 力学質量（輝線・吸収線幅+satellite銀河を使ってのハロー質量）

金属量(R23など） +必然的に得られる情報(星の種族、星質量） これだけで銀河天文学者は萌えられるか？？→否DEEP2とは質的に違うサイエンスが必要

WFMOSを5x5fibersのIFU MOSにする？？（３次元動力学、化学情報。明るい銀河のみ）

ただしファイバーの総数4000x25　主焦点には重すぎるかも???

Light cone from Millennium simulation (Kitzbichler & White 2007)

Zehavi et al. (2004) (SDSS; see also Connolly et al. 2002 etc.)

SDSS

(3) 検討すべき課題

(a) HSC用グリズム作成の可能性の提案

HSC用グリズム分光装置の可能性 グリズムによるスリットレス分光

(e.g. HST/ACS) メリット

無バイアス 多天体（視野中ほぼ全天体）

デメリット 波長分解能が低い(R~30-50) 波長分解能が天体の大きさにより変わる バックグラウンドが高い→S/N悪い 天体が重なることがある

Suprime-Camグリズム計画による動機付け（岡村他）

Suprime-Cam image(SXDS)

HST/ACS grism (simulation;N. Parzkal氏提供)

Suprime-Camのグリズム計画（岡村他）波長域(各~4500-7000Aと6250A-8250Aの２つ）波長分解能R~30-50

技術面グリズム＋プリズム(フィルターホルダーに２つの素子をはめる。装置交換はフィルターと同様）

値段:1100万円/１個 (for Suprime 0.2deg^2)

岡村、山室、嶋作氏らの協力スポットダイアグラム(一辺~100µm)

HSCにグリズムを搭載できるか？

技術面での問題大型化→モザイク(狭帯域フィルター作成の方法と同じ）光学系、大型化に伴う問題、その他？？

資金面での問題 ~1100万/0.2deg^2 x 2deg^2 ~1億円?(+大型化費用-量産化効率)

HSCグリズムとWFMOSの比較 視野

HSCグリズム ~1.2 deg^2 v.s. WFMOS ~2deg^2 波長分解能

R~30 v.s. R~>1000 深さ

i’~26 v.s. i’~25.5 (１０時間積分: 波長分解能を揃えない場合) 同時探査天体数

HSCグリズム~400,000 (i’<26) 　v.s. WFMOS　~4,000 値段

~1億円 v.s. WFMOS ~80億円?

HSCグリズムは廉価版WFMOSか？→NO. 波長分解能は低いが視野中ほぼ全天体(400,000)を分光できる (c.f.WFMOS 4000)

BAO探査に非常に有利？(データ的にはphoto-zより良く通常のspec-zより悪い）# →　有用かどうか検討する価値あり？(redshiftの精度x深さx天体数x探査面積) Weak lensing tomography を行う際にphoto-zより正確なredshiftを提供？（多色測光v.s.１色＋グリズムデータ）

比較的近いlow-z SNeの探査? (浅いデータ２回以上） 銀河形成のサイエンス（輝線銀河に加え無バイアスredshift survey）も可能かも？？# →　Suprime-Cam grismの結果を見て性能を判断

(3) 検討すべき課題

(b)探査領域、他装置、他グループとの協力

検討課題一覧（思いついた範囲で） 宇宙論分野と違い、銀河分野に関しては検討はほぼゼロ（古沢さん）

技術面および資金面 Narrow-band filterの作成グリズム搭載の可能性

探査とサイエンス測光システムの調整 (BBおよびNBのスペック;　浜名さん)探査パラメター　（深さ、広さ、バンド）探査領域 (現存の領域＋JWST, TMT, SKA?などとのアレンジ：情報収集＋交渉）

共同研究 観測家：Princetonなどの海外チームと相補的な役割とは？ 理論家：HSC観測と比較可能な宇宙再電離・銀河形成・構造形成モデル

銀河サイエンスの掘り起こし。

他にも多数あるはず

まとめ

1. 銀河研究におけるHSCの高い効率 2. HSC (+WFMOS) による銀河探査

a) 宇宙再電離と銀河形成初期 (z~6-7.5)b) 形成途上銀河(cooling cloud/PopIII)の検出 (z~3-7.5)c) 構造形成と銀河形成(すばる版DEEP2; z~1)

3. 検討すべき課題a) HSC用グリズム作成の可能性の提案b)探査領域、他装置、他グループとの協力