[論文レビュー] Probing The Ultraviolet Luminosity Function of the Earliest Galaxies with the Renaissance Simulations

Brian W. O’Shea, John Wise+2 more|arXiv (Cornell University)|Mar 3, 2015

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

この論文では、ブルー・ウォーターズスーパーコンピュータ上での高解像度レネッサンスシミュレーションを用いて、z ≈ 25–8における初期銀河形成をモデル化し、低質量ハロー（Mvir < 2×10⁸ M⊙）における星形成の抑制によって、低輝度域で紫外線輝度関数が平坦化することを明らかにした。星形成は約7×10⁶ M⊙で完全に停止し、明確な下限輝度カットオフが存在する。この結果は、観測データへのSchechter関数フィットが予測する急勾配の明るさ端と対照的であり、平坦な端を予測する。

ABSTRACT

In this paper, we present the first results from the Renaissance Simulations, a suite of extremely high-resolution and physics-rich AMR calculations of high redshift galaxy formation performed on the Blue Waters supercomputer. These simulations contain hundreds of well-resolved galaxies at $z \sim 25-8$, and make several novel, testable predictions. Most critically, we show that the ultraviolet luminosity function of our simulated galaxies is consistent with observations of high-z galaxy populations at the bright end of the luminosity function (M$_{1600} \leq -17$), but at lower luminosities is essentially flat rather than rising steeply, as has been inferred by Schechter function fits to high-z observations, and has a clearly-defined lower limit in UV luminosity. This behavior of the luminosity function is due to two factors: (i) the strong dependence of the star formation rate on halo virial mass in our simulated galaxy population, with lower-mass halos having systematically lower star formation rates and thus lower UV luminosities; and (ii) the fact that halos with virial masses below $\simeq 2 imes 10^8$ M$_\odot$ do not universally contain stars, with the fraction of halos containing stars dropping to zero at $\simeq 7 imes 10^6$ M$_\odot$. Finally, we show that the brightest of our simulated galaxies may be visible to current and future ultra-deep space-based surveys, particularly if lensed regions are chosen for observation.

研究の動機と目的

• 高解像度の宇宙論的シミュレーションを用いて、高赤方偏移における紫外線輝度関数の形状を解明すること。
• z ≈ 25–8における低質量ハローでの星形成の制限要因となる物理的メカニズムを調査すること。
• 観測された明るさ端の勾配が、物理的フィードバックおよび冷却過程と整合しているかどうかを検証すること。
• 現在および将来の深宇宙調査で、最も明るいシミュレートされた銀河が検出可能かどうかを評価すること。
• 小体積シミュレーションにおける宇宙分散効果を定量し、JWST調査の解釈に与える影響を評価すること。

提案手法

• 空間的・質量的高解像度を実現するEnzoコードを用いた、適応メッシュリファインメント（AMR）宇宙論的シミュレーションを実施。
• 非平衡初期化学、金属依存冷却、Lyman-Werner放射によるH₂光解離を含む物理的豊富なモデルを組み込み。
• イオン化放射およびH₂破壊放射場をモデル化するため、Moray放射輸送ソルバを用いて星族の進化を追跡。
• ハロー質量関数に、Virial質量依存の星形成率と星の占有率を組み合わせ、銀河輝度関数をモデル化。
• 宇宙分散効果を評価するため、異なる平均密度を持つ3つの異なる宇宙論的体積を選択。
• ハッブル・アンダープアードフィールドおよびフレンティア・フィールドからの観測データと、直接的にシミュレートされた紫外線輝度関数を比較。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z ≈ 25–8における高赤方偏移紫外線輝度関数の真の形状は何か？ また、観測データへのSchechter関数フィットと比べてどう異なるか？
• RQ2 Mvir ≈ 2×10⁸ M⊙未満の低質量ハローで星形成が抑制される物理的メカニズムは何か？ また、星形成が完全に停止する質量閾値は何か？
• RQ3 周囲の星形成ハローからのLyman-Werner放射が、初期ハローにおけるH₂冷却および星形成にどのように影響するか？
• RQ4 紫外線輝度関数の下限は何か？ また、星形成の最小ハロー質量に起因して、明確な輝度で終了するか？
• RQ5 z ≈ 25における最も明るいシミュレートされた銀河は、現在および将来の宇宙望遠鏡、特にレンズ効果のある領域で検出可能か？

主な発見

• シミュレーションされた紫外線輝度関数は、低輝度域（M₁₆₀₀ > -17）で平坦であるが、観測データへのSchechter関数フィットが示す急勾配の明るさ端とは矛盾する。
• この平坦化は、星形成率がハローのVirial質量に強く依存するためであり、低質量ハローでは星形成が抑制されていることが主因である。
• ハロー質量が約7×10⁶ M⊙未満では星形成が完全に停止し、紫外線輝度関数に明確な下限が存在する。
• Mvir ≈ 2×10⁸ M⊙未満のハローに星が存在しないのは、冷却効率の低さと、周囲の源からのLyman-Werner放射によるH₂光解離に起因する。
• z ≈ 25における最も明るいシミュレート銀河は、現在および将来の超深宇宙望遠鏡調査、特にレンズ効果のある領域で検出可能である可能性がある。
• シミュレーションから得たハロー質量関数と星の占有率を用いた単純なトロイモデルが、観測された平坦化と関数の終端を再現できる。