[論文レビュー] Must Starforming Galaxies Rapidly Get Denser Before They Quench?

Louis E. Abramson, Takahiro Morishita|arXiv (Cornell University)|Aug 26, 2016

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、星形成銀河が星形成を停止させるために急速に密度を高める（コンパクションを経て）必要があるという仮説に挑戦する。深宇宙のハッブル望遠鏡データと実証的分析を用いて、停止を引き起こす密度の閾値は存在しないことが判明した。代わりに、銀河は一定の表面密度で進化し、より高い密度の系はその形成時スケールに起因してより早く年をとる。主な結果は、コンパクションに起因するフィードバックを必要とせず、ガスの枯渇だけでも停止を説明可能であるということである。

ABSTRACT

Using the deepest data yet obtained, we find no evidence preferring compaction-triggered quenching---where rapid increases in galaxy density truncate star formation---over a null hypothesis in which galaxies age at constant surface density ($Σ_e\equiv M_*/2πr_{e}^{2}$). Results from two fully empirical analyses and one quenching-free model calculation support this claim at all $z\leq3$: (1) Qualitatively, galaxies' mean $U-V$ colors at $6.5\lesssim\logΣ_e/{ m M_\odot}\,{ m kpc}^{-2}\lesssim10$ have reddened at rates/times correlated with $Σ_e$, implying that there is no density threshold at which galaxies turn red but that $Σ_e$ sets the pace of maturation; (2) Quantitatively, the abundance of $\log M_*/{ m M_\odot}\geq9.4$ red galaxies never exceeds that of the total population a quenching time earlier at any $Σ_e$, implying that galaxies need not transit from low to high densities before quenching; (3) Applying $d\log r_{e}/dt =1/2\,d\log M_*/dt$ to a suite of lognormal star formation histories reproduces the evolution of the size--mass relation at $\log M_*\geq10$. All results are consistent with evolutionary rates being set ab initio by global densities, with denser objects evolving faster than less-dense ones towards a terminal quiescence induced by gas depletion or other $\sim$Hubble-timescale phenomena. Unless stellar ages demand otherwise, observed $Σ_e$ thresholds need not bear any physical relation to quenching beyond this intrinsic density--formation epoch correlation, adding to Lilly & Carollo's arguments to that effect.

研究の動機と目的

• 星形成銀河が停止する前に急速なコンパクション（表面密度の増加）を経験する必要があるかどうかを検証すること。
• 高密度と静止状態の間の観測的相関関係が、コンパクションによる因果関係を示すのか、それとも固有の進化速度に起因する相関関係に過ぎないのかを特定すること。
• 銀河の星形成期間中に表面密度が一定であると仮定したモデルが、観測されたサイズ-質量関係および色-密度関係を再現できるかどうかを評価すること。
• 高赤方偏移域で質量の大きな赤銀河が観測される割合が、停止前に密度が上昇する必要があるのか、それとも形成時刻に起因する進化によって説明可能なのかを評価すること。
• コンパクションを仮定しないで、モデルと観測の間の銀河サイズ分布の不一致を解消すること。

提案手法

• XDF, HLF, HFF, GLASS調査から得られたハッブル宇宙望遠鏡の深宇宙データを分析し、$ z \leq 3 $ における銀河の星質量、有効半径、U-V色を測定する。
• UVJ基準を用いて静止状態と星形成中を分類し、表面星質量密度 $ \Sigma_e \equiv M_\ast / (2\pi r_e^2) $ に対する $ U-V $ 色の進化を実証的に追跡する。
• 赤銀河（$ \log M_\ast \geq 9.4 $）の観測頻度を、停止が $ \sim $ 1 Gyr 前に一定 $ \Sigma_e $ で発生した場合の予測頻度と比較する。
• 星形成歴が対数正規分布に従い、$ d\log r_e/dt = \frac{1}{2} d\log M_\ast/dt $ を満たすモデルを用いて、一定 $ \Sigma_e $ 下でのサイズ-質量進化をシミュレートし、$ \log M_\ast \geq 10 $ における観測されたサイズ-質量関係を再現する。
• G13モデルの境界条件を修正し、$ z=0 $ における静止銀河の $ r_{e,0} $ を 0.2 dex だけ下方にバイアスすることで、観測サイズとの一致を改善したが、$ \Sigma_e $ 保存仮定の根幹は変更していない。
• 赤方偏移チャンクごとにモデルとデータの整合性を評価するため、体積正規化の再実装を 20 回行い、$ \chi^2 $ テストを実施する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星形成銀河が停止を開始する際に、表面星質量密度 $ \Sigma_e $ に物理的閾値が存在するか。
• RQ2 高 $ \Sigma_e $ と静止状態の間の観測相関関係が、$ \Sigma_e $ 一定で進化する銀河、特により高い密度の系が形成が早いことに起因するという説明で説明可能か。
• RQ3 停止が 1 Gyr 前に一定 $ \Sigma_e $ で発生したと仮定した場合、高赤方偏移域の質量の大きな赤銀河の頻度が予測を超えるか。もしそうなら、停止前の密度上昇（コンパクション）が必要であると示唆されるか。
• RQ4 表面密度が一定で成長し、対数正規分布の星形成率歴を仮定したモデルが、$ \log M_\ast \geq 10 $ の銀河のサイズ-質量関係を再現できるか。
• RQ5 高赤方偏移域の静止銀河の観測サイズと予測サイズの不一致は、モデルの境界条件の問題か、それともコンパクションの証拠か。

主な発見

• すべての $ \Sigma_e \gtrsim 10^{6.5} \, M_\odot \, \text{kpc}^{-2} $ における銀河で、$ U-V $ 色の赤化が $ \Sigma_e $ と相関しているが、急激な遷移や閾値の証拠はなく、密度に起因する停止の兆候は認められない。
• 観測された $ \log M_\ast \geq 9.4 $ の赤銀河の頻度は、停止が 1 Gyr 前に一定 $ \Sigma_e $ で発生した場合の予測頻度を超えることはなく、停止前の密度上昇は必要ない。
• $ d\log r_e/dt = \frac{1}{2} d\log M_\ast/dt $ かつ一定 $ \Sigma_e $ を仮定したモデルは、$ z \leq 3 $ における $ \log M_\ast \geq 10 $ の銀河について、観測されたサイズ-質量関係を妥当な $ \chi^2 $ 値で再現している。
• $ z \sim 1.2 $–3 では、モデルが最も密度の高い $ \sim $5% の銀河を約 3 倍少ない量で予測しているが、これは強く有意ではない可能性があり、境界条件の調整で解消可能である。
• G13モデルに対する簡単な修正——$ z=0 $ における静止銀河の $ r_{e,0} $ を 0.2 dex だけ下方にバイアス——により、$ \log M_\ast \sim 10.7 $ の銀河について $ z < 3 $ でサイズの不一致が解消されたが、コンパクションの仮定は不要だった。
• 結果は、停止がハッブル時標高のプロセス（例：ガス枯渇）によって駆動されており、より高い密度の銀河が早く停止するのはコンパクションによるものではなく、むしろ初期の形成時刻に起因するという仮説と整合的である。