[論文レビュー] Do sub-millimeter galaxy number counts provide evidence for a top-heavy IMF?

Christopher C. Hayward, Desika Narayanan+5 more|arXiv (Cornell University)|Aug 26, 2010

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、高解像度3次元流体力学的シミュレーション、放射線輸送、および半経験的合体率を組み合わせて、準ミリ波長銀河（SMG）の数密度を予測した。標準的な初期質量関数（IMF）モデルが、トップヘヴィーなIMFを仮定しなくても観測されたSMGの数密度を再現できることを示し、高赤方偏移における星形成爆発とIMFの変化を結びつける従来の主張に反する結果を得た。

ABSTRACT

Theoretical models have had difficulty matching the observed number density of sub-millimeter galaxies (SMGs), causing some authors (e.g., Baugh et al. 2005) to suggest that SMGs provide evidence for a top-heavy initial mass function (IMF). To test this claim, we have, for the first time, combined high-resolution 3-D hydrodynamic simulations of isolated and merging massive, gas-rich galaxies, radiative transfer, and a semi-empirical merger rate model to predict the number density of SMGs. Our model can reproduce the observed SMG number density even when using a standard (Kroupa) IMF. The agreement is due to a combination of relatively long sub-mm duty cycles for mergers (a few times 10^8 years for our most massive models), which owe to our combination of high-resolution 3-D hydrodynamic simulations and dust radiative transfer; sufficient number densities of massive, gas-rich mergers; and the decrease in sub-mm counts observed by recent deep/wide surveys (e.g., Austermann et al. 2010) relative to previous surveys. Our results suggest that the observed SMG number counts do not provide evidence for a top-heavy IMF at high redshift.

研究の動機と目的

• 観測された準ミリ波長銀河（SMG）の数密度が、高赤方偏移における星形成銀河でトップヘヴィーな初期質量関数（IMF）を必要とするかどうかを検証すること。
• 従来の理論モデルが観測結果と一致しなかった長年の矛盾（標準IMFモデルがSMG数密度を約20倍低予測していた）を解消すること。
• 高解像度シミュレーションと放射線輸送を用いて、非標準的なIMFを仮定せずに、物理的に自己完結的なモデルを構築し、SMGの数密度を予測すること。
• 観測されたSMG数密度が、非標準的なIMFではなく、標準IMF下での合体駆動星形成爆発とダーティー・サイクルによって説明可能かどうかを評価すること。

提案手法

• z ≈ 3における孤立および合体する大質量・ガス豊富なディスク銀河の高解像度3次元流体力学的シミュレーションを、Gadget-2を用いて実施した。ガス割合を80%として設定し、星形成爆発に十分なガス貯留量を確保した。
• Sunrise 3Dアダプティブグリッド多波長モンテカルロダスト放射線輸送コードを適用し、自己一貫したスペクトルエネルギー分布（SED）、ダスト温度、準ミリ波長のフラックスを計算した。
• 観測された合体率と銀河質量関数に基づく半経験的合体率モデルを用いて、宇宙時間にわたる合体システムの数密度を推定した。
• 全シミュレーションされた合体段階を統合して準ミリ波長の数密度を計算したが、ガス割合が60%を超えるスナップショットは除外した。これは、初期合体段階の物理的に不適切な過剰予測を避けるためである。
• 冷たい準解像度ISMモデル（SH03）の有無を比較することで、ダスト分布と加熱に関する不確実性を評価した。
• 観測的制約（SMGのSED、CO線幅、最近の深域・広域準ミリ波長調査（例：Austermann et al. 2010））と照合し、結果を検証した。これらの調査では、初期の調査と比較してSMG数密度が低減していることが示された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 標準的（Kroupa）な初期質量関数が、トップヘヴィーなIMFを仮定しなくても、観測された準ミリ波長銀河の数密度を再現可能か？
• RQ2 孤立したガス豊富なディスクと合体駆動星形成爆発の両者が、観測されたSMG集団に与える寄与度はそれぞれどの程度か？
• RQ3 シミュレーションされた合体の準ミリ波長ダーティー・サイクルは、観測推定値と一致するか？また、SMG数密度の矛盾を解消する役割を果たすか？
• RQ4 準解像度ISM構造（例：冷たい相のダスト分布）の不確実性が、予測された準ミリ波長フラックスおよび数密度にどの程度影響を与えるか？
• RQ5 最近の深域・広域準ミリ波長調査（初期の調査と比較して数密度が低減）は、SMG数密度モデルの解釈にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 標準的なIMFを用いたモデルが、観測された準ミリ波長銀河の数密度を成功裏に再現した。これは、データを説明するためにトップヘヴィーなIMFを仮定する必要がないことを示している。
• 合体がSMG集団に大きく寄与している。特に質量の大きなシステムでは、準ミリ波長のダーティー・サイクルが数億年にもわたって継続するため、観測推定値と整合的である。
• 孤立したガス豊富なディスクは、SCUBA や AzTEC などの機器の検出限界を下回る準ミリ波長放射を発するため、古典的SMG集団への寄与は無視できるほど小さい。
• 最近の深域・広域準ミリ波長調査（例：Austermann et al. 2010）で観測されたSMG数密度の低減は、モデル予測と観測結果の乖離を是正する助けとなり、以前の矛盾を軽減した。
• ガス割合が60%を超えるスナップショットを除外しても、モデルの予測は健在であり、観測結果と1σ以内に収まる（最高フラックスビンを除く）。
• 感度テストの結果、ISMの冷たい相（ダスト質量のおよそ90%を占める）を省略すると、準ミリ波長フラックスは数倍低下するが、それでも観測結果の不確実性内に収まる数密度を示した。