[論文レビュー] Genesis and evolution of dust in galaxies in the early Universe II. Rapid dust evolution in quasars at z > 6

C. Gall, Anja C. Andersen+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 7, 2011

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 80被引用数 45

ひとこと要約

本研究は、化学的進化モデルを用いて、高赤方偏移クェเซア（z > 6）における急速なダスト形成を調査する。SFR > 10³ M⊙/yr の星形成爆発後 30–170 Myr 以内に、ダスト質量が約 10⁸ M⊙ に達することが示され、主に超新星によって生成され、トップヘビーな初期質量関数と中程度のダスト破壊を仮定することで、z > 6 の QSO 観測と一致する。

ABSTRACT

We assess the most plausible scenarios for generating large amounts of dust in high-z quasars (QSOs) on the basis of observationally derived physical properties of QSOs at z > 6. We use a chemical evolution model to compute the temporal progression of quantities, such as the amount of dust and gas, stellar masses, star formation rates (SFRs) and the metallicity for various combinations of the initial mass function (IMF), the mass of the galaxy, dust production efficiencies, and the degree of dust destruction in the ISM. We investigate the influence of the SFR on the evolution of these quantities, and determine the earliest epochs at which agreement with observations can be achieved. We apply the obtained results to individual QSOs at z > 6. We find that large quantities of dust can be generated rapidly as early as 30 Myr after the onset of the starburst when the SFR of the starburst is > 10^3 M_sun yr^(-1). The amount of dust and several other physical quantities of individual QSOs at z > 6 are satisfactorily reproduced by models at epochs 30, 70, 100, and 170 Myr for galaxies with initial gas masses of 1-3 x 10^11 M_sun. The best agreement with observations is obtained with top-heavy IMFs. A sizable dust contribution from supernovae (SNe) is however required, while at these epochs dust production by asymptotic giant branch (AGB) stars is negligible. Moderate dust destruction in the ISM can be accommodated.

研究の動機と目的

• 高赤方偏移クェーサー（z > 6）において観測されたダスト質量が約 10⁸ M⊙ に達するような物理的条件を特定すること。
• 特に超新星と AGB 星が、短時間スケールでのダスト生成に果たす役割を評価すること。
• 初期質量関数（IMF）、銀河質量、ダスト生成効率、およびダスト破壊が、モデルと観測の一致に与える影響を評価すること。
• 観測された QSO の性質（ダスト質量、金属量、SFR）を再現できる最も早いエポックを特定すること。

提案手法

• 星形成爆発銀河におけるダスト、ガス、金属、星の質量の時間的進化を追跡する自己一貫性のある数値的化学進化モデル。
• タイプ IIP および Ia 超新星、および AGB 星（3–8 M⊙）からのダスト生成を含み、寿命依存の生成率を設定。
• 超新星衝撃波による星間媒体（ISM）内でのダスト破壊をモデル化し、可変な破壊効率（Mcl）と粒子サイズ依存性を考慮。
• 特大ブラックホール（SMBH）の成長 timescale を組み込み、高 SFR のためのガス降着や噴出流は無視。
• モデルパラメータには、初期ガス質量（1–3 × 10¹¹ M⊙）、SFR（3–10⁴ M⊙/yr）、IMF のバリエーション（トップヘビー、Larson、質量重視）、超新星のダスト生成効率が含まれる。
• モデル出力は、観測された QSO の性質（ダスト質量、金属量、SFR、CO/H₂ 変換係数 α）と比較される。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ビッグバン後 300 Myr 以内に、観測によって要請されるように、大規模なダスト質量（約 10⁸ M⊙）が高赤方偏移 QSO で形成可能か？
• RQ2 z > 6 において、ダスト生成の主な源は超新星か AGB 星か？また、必要なダスト生成効率は何か？
• RQ3 初期質量関数（IMF）、銀河質量、および星間媒体（ISM）内でのダスト破壊が、モデルが観測された QSO の性質を再現する能力に与える影響は？
• RQ4 観測されたダスト質量および金属量をモデルで再現できる最も早いエポックは何か？

主な発見

• SFR > 10³ M⊙/yr の星形成爆発後、わずか 30 Myr でダスト質量が約 10⁸ M⊙ に達し、z ≳6 の観測 QSO と一致する。
• 観測と最もよく一致するのはトップヘビーな初期質量関数であり、これが初期段階での超新星駆動ダスト生成を強化する。
• 初期段階では超新星が主なダスト源であり、AGB 星のダスト生成は、進化に十分な時間がなく無視できるほど小さい。
• 中程度のダスト破壊（Mcl ≤ 100 M⊙）は観測と整合的であり、極端な破壊または破壊なしの状況では一致が悪い。
• 銀河質量が 1–3 × 10¹¹ M⊙ である場合、観測されたダスト質量および金属量と整合的であるが、より大きな質量系（例：1.3 × 10¹² M⊙）は観測された動力学的質量制約を超過する。
• ダスト質量を一致させるには「最大限の」超新星ダスト生成効率が必要であるが、これは観測的に不確実であり、特定の衝撃および粒子幾何条件の下では実現可能である可能性がある。