[論文レビュー] Mini-quenching of $z=4-8$ galaxies by bursty star formation

Tibor Dome, Sandro Tacchella+6 more|arXiv (Cornell University)|May 11, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、$z=4-8$におけるバースト型星形成が、星間物質の反動、ガス降着の抑制、銀河相互作用を通じて、一時的で低質量の停止星形成銀河（通称「ミニ・クエンチド」）を自然に生成することを示している。4つのモデルによるシミュレーションでは、ミニ・クエンチングの持続期間が$\sim20-40$ Myrであり、$z=7$における停止星形成銀河の割合が$\sim0.5-1.0\%$から$z=4$では$\sim2-4\%$に上昇する。これは、観測された$z=7.3$および$z=5.2$の静止銀河と整合的である。

ABSTRACT

The recent reported discovery of a low-mass $z=5.2$ and an intermediate-mass $z=7.3$ quenched galaxy with JWST/NIRSpec is the first evidence of halted star formation above $z\approx 5$. Here we show how bursty star formation at $z=4-8$ gives rise to temporarily quenched, or mini-quenched galaxies in the mass range $M_{\star} = 10^7-10^9 \ M_{\odot}$ using four models of galaxy formation: the periodic box simulation IllustrisTNG, the zoom-in simulations VELA and FirstLight and an empirical halo model. The main causes for mini-quenching are stellar feedback, lack of gas accretion onto galaxies and galaxy-galaxy interactions. The abundance of (mini-)quenched galaxies agrees across the models: the population first appears below $z\approx 8$, after which their proportion increases with cosmic time, from $\sim 0.5-1.0$% at $z=7$ to $\sim 2-4$% at $z=4$, corresponding to comoving number densities of $\sim 10^{-5}$ Mpc$^{-3}$ and $\sim 10^{-3}$ Mpc$^{-3}$, respectively. These numbers are consistent with star formation rate duty cycles inferred for VELA and FirstLight galaxies. Their star formation histories (SFHs) suggest that mini-quenching at $z=4-8$ is short-lived with a duration of $\sim 20-40$ Myr, which is close to the free-fall timescale of the inner halo. However, mock spectral energy distributions of mini-quenched galaxies in IllustrisTNG and VELA do not match JADES-GS-z7-01-QU photometry, unless their SFHs are artificially altered to be more bursty on timescales of $\sim 40$ Myr. Studying mini-quenched galaxies might aid in calibrating sub-grid models governing galaxy formation, as these may not generate sufficient burstiness at high redshift to explain the SFH inferred for JADES-GS-z7-01-QU.

研究の動機と目的

• JWSTが観測した$z=5.2$および$z=7.3$における星質量$M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$の静止銀河を説明すること。
• バースト型星形成が高赤方偏移銀河で一時的な停止星形成を引き起こす可能性があるかどうかを調査すること。
• シミュレートされたミニ・クエンチド銀河集団の観測された数密度およびスペクトルエネルギー分布（SED）と整合性があるかどうかを検証すること。
• 現在の小スケールモデルが高赤方偏移静止銀河の観測された星形成歴（SFH）をどれだけ再現できるかを評価すること。
• 星間物質の反動、ガス降着、銀河相互作用が一時的クエンチングを駆動する役割を評価すること。

提案手法

• 4つの銀河形成モデル（周期的ボックスシミュレーションのIllustrisTNG、ズームインシミュレーションのVELAとFirstLight、および経験的ハロー・モデル（EHM））を用いた。
• 赤方偏移$z=4-8$の$M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$範囲の銀河の星形成歴（SFH）を追跡し、一時的クエンチングイベントを同定した。
• ミニ・クエンチングを、星形成率（SFR）が星形成メインシーケンスから$\geq0.75$デケード以上低下する期間として定義し、持続期間と頻度を測定した。
• JADES-GS-z7-01-QUの観測光度と一致させるために、ミニ・クエンチド銀河のシミュレートされたSEDを調整した。
• $\sim60$ Myrの幅を持つトッパ・ハット型SFHを用いてSEDの適合を改善し、バースト性および星族年齢への感受性をテストした。
• ガス降着、反動、合体歴の分析を通じて、異なるモデルにおけるミニ・クエンチングの原因を特定した。

Figure 1 : The star-forming MS in the four galaxy formation models investigated in this work across redshifts $z=4-8$ : the combined simulation study TNG100+50 (first panel), EHM (second panel), FirstLight10+20 (third panel) and VELA (fourth panel). SFRs are averaged over $10$ Myr. A compilation of

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 バースト型星形成が$z=4-8$でJWSTが観測した低質量静止銀河の存在を説明できるか？
• RQ2 高赤方偏移の$M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$銀河における一時的クエンチングを駆動する主な物理的メカニズムは何か？
• RQ3 現在の銀河形成シミュレーションが予測する$z\approx7$の静止銀河の観測された数密度およびSEDは、観測結果とどの程度一致するか？
• RQ4 現在の宇宙論的シミュレーションにおける小スケールモデルが、観測された星形成のバースト性および稼働率をどの程度再現できるか？
• RQ5 JADES-GS-z7-01-QUの光度と一致させるために、小スケール物理モデルにどのような修正が必要か？

主な発見

• $M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$範囲のミニ・クエンチド銀河（MQGs）は$z\approx8$で出現し、$z=7$では$\sim0.5-1.0\%$から$z=4$では$\sim2-4\%$に増加する。それぞれ、共動的数密度は$\sim10^{-5}$および$\sim10^{-3}$ Mpc$^{-3}$に対応する。
• VELAおよびFirstLightシミュレーションでは、ミニ・クエンチングの持続期間が$\sim20-40$ Myrでピークに達し、内側ハローの自由落下時標と整合的である。
• すべてのモデルで、星間物質の反動、ガス降着の欠如、銀河相互作用がミニ・クエンチングの主な駆動要因である。
• IllustrisTNGおよびVELAにおけるMQGのシミュレートSEDは、SFHを$\sim40$ Myrの時スケールでよりバースト型に人工的に修正しない限り、JADES-GS-z7-01-QUの観測光度と一致しない。
• 幅60 Myrのトッパ・ハット型SFHが最も良いSED適合を示したが、F444Wフィルタのシミュレート光度は観測値の$\sim1.5$倍低く、実際の銀河ではより高いダスト遮蔽が想定される。
• 観測と一致させるために星族年齢を人工的に調整する必要があることは、現在の小スケールモデルが十分なバースト性を欠き、特に$M_\star=10^8-10^9\,M_\odot$質量範囲では観測されたSFHを再現できないことを示唆している。

Figure 2 : Galaxies about the star-forming MS in a combined simulation study of TNG100+50 (first panel, shown for $z=7$ ), EHM (second panel, shown for $z=7$ ), FirstLight10+20 (third panel, shown for $z=7$ ) and VELA (fourth panel, shown for $z=5-10$ ). Quiescent galaxies are highlighted with blue