[論文レビュー] A recently quenched galaxy 700 million years after the Big Bang

Tobias J. Looser, Francesco D’Eugenio+43 more|arXiv (Cornell University)|Feb 27, 2023

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 21

ひとこと要約

この論文は、赤方偏移 z=7.3（ビッグバンから約700 Myr）における準恒星銀河の分光発見と複数コードによるモデリングを報告する。星質量は約 4–6×10^8 M☉、急速な 30–90 Myr の爆発的星形成の後に観測時点の 10–30 Myr 前に quenched となる、初期の最も低質量な準恒星系の一つである。

ABSTRACT

Local and low-redshift ($z$<$3$) galaxies are known to broadly follow a bimodal distribution: actively star forming galaxies with relatively stable star-formation rates, and passive systems. These two populations are connected by galaxies in relatively slow transition. In contrast, theory predicts that star formation was stochastic at early cosmic times and in low-mass systems: these galaxies transitioned rapidly between starburst episodes and phases of suppressed star formation, potentially even causing temporary quiescence -- so-called mini-quenching events. However, the regime of star-formation burstiness is observationally highly unconstrained. Directly observing mini-quenched galaxies in the primordial Universe is therefore of utmost importance to constrain models of galaxy formation and transformation. Early quenched galaxies have been identified out to redshift $z<5$, and these are all found to be massive ($M_{*}>10^{10}~M_{\odot}$) and relatively old. Here we report a (mini-)quenched galaxy at z$=$7.3, when the Universe was only 700~Myr old. The JWST/NIRSpec spectrum is very blue ($U$-$V$$=$0.16$\pm0.03$~mag), but exhibits a Balmer break and no nebular emission lines. The galaxy experienced a short starburst followed by rapid quenching; its stellar mass (4-6$ imes 10^8~M_\odot$) falls in a range that is sensitive to various feedback mechanisms, which can result in perhaps only temporary quenching.

研究の動機と目的

• 初期の準恒星銀河形成と早期宇宙におけるフィードバック機構の役割に constraints を与える。
• 物理的性質（質量、SFR、金属量、ダスト）と z=7.3 の準恒星銀河の星形成史を定量化する。
• 再電離時代における quenching 時間スケールと可能な quenching 機構を評価する。
• 推定特性の頑健性を検証するために複数の SED-fitting コードを比較する。

提案手法

• z=7.3 候補準恒星銀河の JWST/NIRSpec プリズムおよび高分解能スペクトルを取得する。
• SFH、M*、Z、A_V、SFR を導くために four SED-fitting コード（ppxf、bagpipes、prospector、beagle）を用いたジョイントスペクトル-フォトメトリックモデリングを実施する。
• rest-frame Balmer break と星間 nebular 発光線の欠如を用いて post-starburst 性を推定し、SFR を制約する（Hβ から <0.65 M⊙/yr、[O III] < 6.5×10^-20 erg s^-1 cm^-2）。
• 複数の恒星集団テンプレートと金属量グリッドで結果をクロスバリデートし、高い f_esc や塗り潰し星形成シナリオを検討する。
• SFH が爆発的な 30–90 Myr の期間を示し、観測時の 10–30 Myr 以前に quenched することを示唆する formation 及び quenching の lookback time を推定する。

Figure 1 : NIRSpec R100/prism spectrum of JADES-GS-z7-01-QU. The clearly detected Ly \textalpha drop and the Balmer break unambiguously give a redshift of z=7.3. The absence of emission lines (together with the Balmer break) reveals that this is a – temporarily or permanently – quiescent, post-starb

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期宇宙で低質量の z>7 の準恒星銀河は存在し得るのか？
• RQ2 そのような初期の準恒星系の星形成史、金属量、ダスト含有量、 quenching の時間スケールはどうなるのか？
• RQ3 観測は急速な、排出型 quenching（SF/AGN によるアウトフロー）を支持するのか、それとも飢餓型 quenching か、そして高赤方偏移時のフィードバックモデルをどのように制約するのか？

主な発見

Metric	ppxf	bagpipes	beagle	prospector
log10(M*/M⊙)	-	8.6±0.1	8.8^{+0.1}_{-0.2}	8.7^{+0.1}_{-0.1}
log10(SFR [M⊙/yr])	-	<-1.3	-2.5^{+1.0}_{-1.0}	-2.6^{+1.5}_{-2.7}
log10(Z/Z⊙)	<-2.0	-0.7±0.1	1.9^{+0.4}_{-0.2}	1.7^{+0.2}_{-0.2}
t_quench [Myr]	~20	~10	16^{+7}_{-4}	38^{+9}_{-10}
t_form [Myr]	~100	40±10	93^{+69}_{-47}	116_{-45}^{+85}
A_V [mag]	0.4±0.1	0.32^{+0.25}_{-0.17}	0.51^{+0.03}_{-0.04}	0.1^{+0.1}_{-0.0}

• z=7.29±0.01（JADES-GS-z7-01-QU）で準恒星銀河を発見。ネブラー発光線は検出されず。
• 星質量は M* ~ 4–6×10^8 M⊙ に制約される（z=7.3 の矮星銀河領域）。
• 過去 10–Myr の星形成率は非常に低く、現在の SFR はコード間で約 10^-2.6 〜 10^-1.3 M⊙/yr の範囲、z~7–8 の主系列よりかなり低い。
• 星形成史は約 30–90 Myr の爆発を示し、z~7.6–8.8 に星を形成し、z~7.4–7.5 までに quenched。すなわち観測の約 10–30 Myr 前に quenched。
• 平均的な stellar metallicity は非常に低いと推定される（log10(Z/Z⊙) ≈ -2 を three codes；一方 bagpipes では ≈ -0.7）、 quenched 前の化学的濃化が限定的。
• quenching メカニズムはおそらくフィードバックによる急速なガス排出（SF駆動または AGN 駆動のアウトフロー）であり、鈍い飢餓型よりも迅速なものが関与していると考えられる；この対象は低質量・初期 quencher に対するいくつかのシミュレーション予測に挑戦する。

(a) The stellar age-metallicity grid resulting from the ppxf fit. The code reconstructs dominant metal-poor populations forming from $\sim$ 100 to $\sim$ 20 Myr prior to observation. The colour-bar represents the fractional mass distribution over the SSP grid.