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QUICK REVIEW

[論文レビュー] On the origin of star formation quenching in massive galaxies at $z \gtrsim 3$ in the cosmological simulations IllustrisTNG

Shalini Kurinchi-Vendhan, Marion Farcy|arXiv (Cornell University)|Oct 4, 2023
Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 6
ひとこと要約

IllustrisTNG 宇宙論的シミュレーションを用いて、本研究では $z \gtrsim 3$ の重い銀河における初期の星形成停止を主に駆動しているのは、活性銀河核（AGN）フィードバック、特に力学的でジェットモードのフィードバックであると特定した。停止した銀河は、ブラックホールの成長が速いため、より早くかつ強くAGNフィードバックを経験し、冷たいガスの流入が抑制され、ガス比率が低く保たれる。その結果、静止状態が維持される。

ABSTRACT

Using the cosmological simulations IllustrisTNG, we perform a comprehensive analysis of quiescent, massive galaxies at $z \gtrsim 3$. The goal is to understand what suppresses their star formation so early in cosmic time, and how other similar mass galaxies remain highly star-forming. As a first-order result, the simulations are able to produce massive, quiescent galaxies in this high-redshift regime. We find that active galactic nuclei (AGN) feedback is the primary cause of halting star formation in early, massive galaxies. Not only do the central, supermassive black holes (SMBHs) of the quenched galaxies have earlier seed times, but they also grow faster than in star-forming galaxies. As a result, the quenched galaxies are exposed to AGN feedback for longer, and experience the kinetic, jet-mode of the AGN feedback earlier than the star-forming galaxies. The release of kinetic energy reduces inflows of gas while likely maintaining outflows, which keeps a low cold gas fraction and decreases the star formation of the galaxies down to a state of quiescence. In addition to AGN feedback, we also investigate the influence of the large-scale environment. While mergers do not play a significant role in the quenching process, the quenched galaxies tend to reside in more massive halos and denser regions during their evolution. As this provides a greater initial amount of infalling gas to the galaxies, the large-scale environment can mildly affect the fate of the central SMBH growth and, via AGN feedback, contribute to star formation quenching.

研究の動機と目的

  • 高赤方偏移 ($z \gtrsim 3$) の重い銀河における星形成の停止を引き起こす物理的メカニズムを理解すること。観測では、予期しないほど早期の静止状態が確認されている。
  • 早期の停止を引き起こす主な要因が、AGNフィードバックなどの内部的要因か、大規模環境や合体などの外部要因かを特定すること。
  • ブラックホールの成長とフィードバックモードが、静止状態の発生に果たす役割を調査し、星形成フィードバックや宇宙論的スターバーイングと比較すること。
  • 合体イベントと環境密度の相対的な重要性が、高赤方偏移における重い銀河の停止経路にどのように影響するかを評価すること。
  • シミュレーションにおけるAGNフィードバックのタイミングと効率のモデル化が、初期宇宙における静止銀河の出現に与える影響を評価すること。

提案手法

  • IllustrisTNG 宇宙論的シミュレーション・スイート（TNG100-1 および TNG300-1）を用い、$z = 3$ および $z = 3.7$ における重い静止銀河と星形成銀河のサンプルを抽出した。
  • 静止銀河と星形成銀河における特大ブラックホールの降着歴とフィードバック出力を追跡し、放射効率が低い状態における力学的でジェットモードのAGNフィードバックに焦点を当てた。
  • 静止銀河と星形成銀河間のブラックホールの初期種時刻、降着率、エネルギー出力を比較し、AGNフィードバックのタイミングと強度を評価した。
  • ハロー質量と大規模環境密度（ダークマター・ハローの性質および宇宙フィラメントへの近接度を用いて）を分析し、環境的要因による停止への寄与を評価した。
  • 統計的比較と銀河・ブラックホールの進化の時系列解析を用いて、AGNフィードバックと停止の因果関係を特定した。
  • 合体の役割を評価するため、相互作用の歴史と動的相互作用を追跡したが、$z \gtrsim 3$ ではその影響が最小限であった。
Figure 1: Fraction of quiescent galaxies (top row) and specific star-formation rate (bottom row) versus stellar mass for the TNG100-1 $z=3.7$ (left), TNG100-1 $z=3.0$ (middle), and TNG300-1 (right) samples. In each panel, we compare the quiescent (red shade, triangles) and star-forming (blue shade,
Figure 1: Fraction of quiescent galaxies (top row) and specific star-formation rate (bottom row) versus stellar mass for the TNG100-1 $z=3.7$ (left), TNG100-1 $z=3.0$ (middle), and TNG300-1 (right) samples. In each panel, we compare the quiescent (red shade, triangles) and star-forming (blue shade,

実験結果

リサーチクエスチョン

  • RQ1IllustrisTNG シミュレーションにおいて、$z \gtrsim 3$ の重い銀河における星形成の停止を主に引き起こす物理的メカニズムは何か？
  • RQ2高赤方偏移における静止銀河と星形成銀河の間で、AGNフィードバックのタイミングと強度はどのように異なるか？
  • RQ3ハロー質量や密度といった大規模環境的条件が、初期のブラックホール成長およびその後の停止にどの程度寄与しているか？
  • RQ4$z \gtrsim 3$ の重い銀河において、合体イベントは停止を主に駆動しているのか、それとも僅かな役割にとどまるのか？
  • RQ5シミュレーションにおける力学的でジェットモードのAGNフィードバックの実装が、初期宇宙における静止銀河の出現にどのように影響するか？

主な発見

  • AGNフィードバック、特に放射効率が低い状態における力学的でジェットモードのフィードバックが、$z \gtrsim 3$ の重い銀河における星形成の停止を主に引き起こすメカニズムである。
  • 静止銀河は、星形成銀河よりも初期の種時刻と高い降着率を示すブラックホールを有しており、その結果、長期間にわたり強力なAGNフィードバックにさらされる。
  • 停止の開始は、ブラックホール質量と降着率が臨界閾値に達した際に発動する力学的AGNフィードバックと一致しており、冷たいガスの流入が抑制され、ガス比率が低く保たれる。
  • より質量が大きく密度の高いハローに存在する銀河は、ガスおよびダークマターの降着率が高く、ブラックホールの成長が速く、AGNフィードバックの早期活性化が促進され、結果として停止に寄与する。
  • $z \gtrsim 3$ では、合体イベントは静止銀河と星形成銀河を区別する上で顕著な役割を果たさず、停止は相互作用の歴史とは独立して発生する。
  • 現在のIllustrisTNGモデルでは、$z > 3$ における重い静止銀河の数密度が低く見積もられている。これは、特に放射効率が高い状態におけるAGNフィードバックのモデル化の改善が、観測値にうまく一致させるために必要である可能性を示唆している。
Figure 2: Relative frequency of galaxies with respect to the critical redshift of BH mass growth. We define the “critical time of BH mass growth” as the time when the galaxy’s central BH mass exceeds $M_{\mathrm{BH}}\geq 10^{6.5}\>\mathrm{M}_{\odot}$ . We show separate histograms for the TNG100-1 $z
Figure 2: Relative frequency of galaxies with respect to the critical redshift of BH mass growth. We define the “critical time of BH mass growth” as the time when the galaxy’s central BH mass exceeds $M_{\mathrm{BH}}\geq 10^{6.5}\>\mathrm{M}_{\odot}$ . We show separate histograms for the TNG100-1 $z

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このレビューはAIが作成し、人間の編集者が確認しました。