[論文レビュー] EDGE: Predictable Scatter in the Stellar Mass--Halo Mass Relation of Dwarf Galaxies

Stacy Y. Kim, Justin I. Read+7 more|arXiv (Cornell University)|Aug 27, 2024

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、学習済み<SFR>–v_max関係を用いて、再電離前後の領域を考慮し、EDGEシミュレーションと比較して検証された半経験的モデルDarkLightを紹介する。

ABSTRACT

The stellar-mass--halo-mass (SMHM) relation is central to our understanding of galaxy formation and the nature of dark matter. However, its normalisation, slope, and scatter are highly uncertain at dwarf galaxy scales. In this paper, we present DarkLight, a new semi-empirical dwarf galaxy formation model designed to robustly predict the SMHM relation for the smallest galaxies. DarkLight harnesses a correlation between the mean star formation rate of dwarfs and their peak rotation speed -- the $\langle$SFR$ angle$-$v_{ m max}$ relation -- that we derive from simulations and observations. Given the sparsity of data for isolated dwarfs with $v_{ m max} \lesssim 20$ km/s, we fit the $\langle$SFR$ angle$-$v_{ m max}$ relation to observational data for dwarfs above this velocity scale and to the high-resolution EDGE cosmological simulations below. Reionisation quenching is implemented via distinct $\langle$SFR$ angle$-$v_{ m max}$ relations before and after reionisation. We find that the SMHM scatter is small at reionisation, $\sim$0.2 dex, but rises to $\sim$0.5 dex ($1σ$) at a halo mass of $\sim$10$^9$ M$_\odot$ as star formation is quenched by reionisation but dark matter halo masses continue to grow. While we do not find a significant break in the slope of the SMHM relation, one can be introduced if reionisation occurs early ($z_{ m quench} \gtrsim 5$). Finally, we find that dwarfs can be star forming today down to a halo mass of $\sim$2 $ imes 10^9$ M$_\odot$. We predict that the lowest mass star forming dwarf irregulars in the nearby universe are the tip of the iceberg of a much larger population of quiescent isolated dwarfs.

研究の動機と目的

• 矮星スケールにおけるSMHM関係とその不確実性を理解する必要性を動機づける。
• ハローの歴史から矮星銀河の星質量を予測する、迅速で経験的に校正されたモデルを開発する。
• 観測された矮星銀河とEDGEシミュレーションを用いてモデルを校正し、次いで流体力学的結果と検証する。
• 再電離と組立履歴がSMHMの散布（散布）とその進化に与える影響を定量化する。

提案手法

• 観測データ（再電離後）およびEDGEシミュレーション（再電離前）から矮星の<SFR>–v_max関係を導出する。
• この関係を暗黒物質のみハローの歴史に適用して星形成履歴とM_*(t)を生成する。
• バリオン効果を考慮してv_maxの軌跡をsqrt(1 - f_b)の因子で補正する。
• 再電離後の星形成閾値 v_max^post を含めて後期の星形成を制御する。
• <SFR>–v_max関係から散布をサンプリングしてハローごとに100個の実現を作成し信頼区間を得る。
• 任意で、低質量ハローで銀河形成を抑制するハロー占有関数を含める。

Figure 1: Relation between the average star formation rate and $v_{\rm max}$ . We find two relations: one pre-reionisation, shown in black, and another, with suppressed star formation rates, post-reionisation, shown in blue. The circles are derived from observational data (see Sec. 2.1 for details),

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 <SFR>–v_max関係は宇宙時間を通じて極めて低質量の矮星の星含有量を頑健に予測できるか。
• RQ2 再電離による抑制は低質量端でのSMHM関係とその散布にどのような影響を与えるか。
• RQ3 ダークマターの組立履歴は矮星のSMHMの散布をどの程度推進するか。
• RQ4 DarkLightは水力学的EDGE矮星の星質量成長履歴を再現し、大規模ボリュームでSMHM関係を予測できるか。

主な発見

• 再電離前の<SFR>–v_max関係は散布が約0.4 dexの特定の形を取り、再電離後の関係は散布が約0.3 dex。
• DarkLightはほとんどのハローに対してEDGE矮星の星質量履歴を2σ内で再現でき、 quenched（抑制）および再興奮ケースを含む。
• z=0でM200 ≈ 10^9 Msun付近のSMHM散布は約0.49 dex（1σ）であり、低いハロー質量へ向かうにつれて増加する。組立歴と再電離効果によりかなり説明できる。
• fiducialパラメータではDarkLightのSMHM関係に明確な膝は見られないが、再電離抑制が早期に起こる場合や再電離前後のSFRを調整した場合には膝が現れる可能性がある。
• DarkLightはHIが乏しい大きな抑制を受けた低星質量矮星の巨大な集団を予測しており、観測される矮星が全母集団を代表していないことを示唆する。
• 他のシミュレーションと比較して、DarkLightは低質量領域で流体力学的結果と出現数一致マッチングの間をまたぎ、校正に使用された観測矮星が大きく不完全であることを示唆している。

Figure 2: DarkLight ’s prediction for the star formation histories and stellar mass trajectories, $M_{*}(t)$ , for several EDGE dwarfs. In each row, the lines in the top panels denote the $v_{\rm max}$ evolution of different haloes. The $v_{\rm max}$ trajectories from the EDGE simulations is shown i