[論文レビュー] Physics of star formation history and the luminosity function of galaxies therefrom

M. Fukugita, Masahiro Kawasaki|arXiv (Cornell University)|Nov 2, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 51被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、重力的崩壊、ジェインズ質量基準、冷却過程を組み込んだΛCDMフレームワーク内での単純な準解析的モデルを提案する。このモデルは、星形成歴、再電離時代、および現在の銀河の等級関数を再現する。星形成効率はホール質量 ≈10¹² M⊙でピークに達し、z ≈ 7.5で鋭い再電離を引き起こし、SDSS観測と整合する等級関数を示す。Ωstar = 0.004は観測値の0.0044とよく一致する。

ABSTRACT

We show that the star formation history, the reionization history and the present luminosity function of galaxies are reproduced in a simple gravitational collapse model within the $\Lambda$CDM regime to almost a quantitative accuracy, when the physical conditions, the Jeans criterion and the cooling process, are taken into account. Taking a reasonable set of the model parameters, the reionisation takes place sharply at around redshift $1+z\simeq 7.5$, and the resulting luminosity function turns off at $L\simeq 10^{10.7}L_\odot$, showing the consistency between the star formation history and the reionisation of the Universe. The model gives the total amount of stars $\Omega_\mathrm{star}=0.004$ in units of the critical density compared to the observation $0.0044$ with the recycling factor $1.6$ included. In order to account for the observed star formation rate and the present luminosity function, the star formation efficiency is not halo mass independent but becomes maximum at the halo mass $\simeq 10^{12}M_\odot$ and is suppressed for both smaller and larger mass haloes.

研究の動機と目的

• ΛCDMフレームワーク内で最小限の物理的モデルを用いて、観測された星形成歴と等級関数を再現すること。
• 重力的崩壊、ジェインズ基準、冷却過程を組み合わせることで、再電離歴史と銀河形成が一貫して説明可能かどうかを調査すること。
• 星形成率密度と現在の等級関数の両方に一致するためのホール質量依存の星形成効率を特定すること。
• 全星形成物質量密度と再電離赤方偏移に関する観測的制約とモデルの整合性を検証すること。

提案手法

• プレス＝シェューター形式に、シェス＝トーマンのホール質量関数を適用して、ダークマターホールの共動的数密度を計算する。
• 宇宙温度と電子温度を組み込んだ状態で、バリオンの崩壊に必要な最小ホール質量をジェインズ質量基準で決定する。
• 原子冷却条​​件（Tvir > 10⁴ K）を適用して、星形成が可能なホールを特定し、臨界質量閾値 Mac ≈ 2.1×10⁹ M⊙ を設定する。
• M* ≈ 10¹² M⊙ でピークを示し、低質量および高質量で抑制される質量依存の星形成効率 f_eff(M) を導入する。
• 主系列星および赤色特巨星の等級-質量関係を用いて、星形成歴から等級関数を計算する。
• Ωstar、再電離赤方偏移、SDSS等級関数に関する観測的制約に一致するように、モデルパラメータ（αL, αH, M*, Fb, f_esc, τc, (dF/dt)c）をキャリブレーションする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 物理的冷却とジェインズ条件を組み込んだ単純な重力的崩壊モデルが、観測された星形成歴と再電離時代を再現可能か？
• RQ2 観測された星形成率密度と現在の等級関数の両方に一致させるために、星形成効率のホール質量依存性はどのようになるか？
• RQ3 このモデルでは再電離はどの赤方偏移で発生し、その遷移はどれほど鋭いか？
• RQ4 リサイクル効果を含めた全星形成物質量密度 Ωstar は、観測値とどの程度一致するか？
• RQ5 異なる赤方偏移で形成された銀河（z < 5、z < 3、z < 1）が、現在の等級関数にどの程度寄与しているか？

主な発見

• モデルは再電離時代を1 + z ≈ 7.5で鋭く再現し、観測と整合する。
• 全星形成物質量密度はΩstar = 0.004と推定され、リサイクル要因1.6を含めた観測値0.0044とよく一致する。
• 星形成効率はホール質量M* ≈ 10¹² M⊙でピークに達し、低質量および高質量で抑制される。これは等級関数のターンオーバーを説明する。
• モデルによる現在の等級関数（図6の黒線）は、正規化と特徴的なターンオーバー等級L ≈ 10¹⁰.⁷ L⊙を含め、SDSS観測と広く一致する。
• モデルは、z = 5からz = 1の間に形成された銀河が、現在の等級関数の大部分を占めることを示している。特に、低等級銀河（L ≲ 10⁹ L⊙）の大部分が5 > z > 3の間に形成されている。
• 定常的または単一モードの星形成効率を仮定すると不一致が生じる。αL = 0とすると低等級銀河が過剰に生成され、αH = 0とすると高級銀河が過剰に生成される。これはM* ≈ 10¹² M⊙で効率がピークに達することの必要性を確認する。