[論文レビュー] Relight the Candle: What happens to High Redshift Massive Quenched Galaxies

Rhea–Silvia Remus, Lucas C. Kimmig|arXiv (Cornell University)|Oct 24, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 6

ひとこと要約

Magneticum Pathfinderの流体力学的宇宙論的シミュレーションを用いて、この研究では赤方偏移 z ≈ 3.4 における星形成が止まった高赤方偏移の大質量銀河（星形成質量 >5×10¹⁰ M☉ および形成赤方偏移まで z ≈ 6）を効果的に再現することを示している。30%の銀河が z=2 に達するまでに再活性化し、主に冷たいガスの流入によって外側領域で星形成を開始するが、大多数はクラスターよりも低質量の団体ハローに位置することになり、それらの最終的環境に関する仮定に疑問を呈する。

ABSTRACT

A puzzling population of extremely massive quiescent galaxies at redshifts beyond z=3 has recently been revealed by JWST and ALMA, some of them with stellar ages that show their quenching times to be as high as z=6, while their stellar masses are already above 5e10Msun. These extremely massive yet quenched galaxies challenge our understanding of galaxy formation at the earliest stages. Using the hydrodynamical cosmological simulation suite Magneticum Pathfinder, we show that such massive quenched galaxies at high redshifts can be successfully reproduced with similar number densities as observed. The stellar masses, sizes, formation redshifts, and star formation histories of the simulated quenched galaxies match those determined with JWST. Following these quenched galaxies at z=3.4 forward in time, we find 20% to be accreted onto a more massive structure by z=2, and from the remaining 80% about 30% rejuvenate up to z=2, another 30% stay quenched, and the remaining 40% rejuvenated on a very low level of star formation. Stars formed through rejuvenation are mostly formed on the outer regions of the galaxies, not in the centres. Furthermore, we demonstrate that the massive quenched galaxies do not reside in the most massive nodes of the cosmic web, but rather live in side-nodes of approximately Milky-Way halo mass. Even at z=0, only about 10% end up in small-mass galaxy clusters, while most of the quenched galaxies at z=3.4 end up in group-mass halos, with about 20% actually not even reaching 1e13Msun in halo mass.

研究の動機と目的

• JWST や ALMA で観測された z > 3 の極めて大質量で静止した銀河の起源と進化を説明すること。これらの銀河は現在の銀河形成モデルに挑戦している。
• これらの高赤方偏移銀河の運命を調査し、特に宇宙の時間経過とともに星形成が停止したままか、あるいは再活性化するかを明らかにすること。
• これらの銀河の環境的および構造的進化を特定すること。特に z=0 における最終的なハロー質量および集積特性を評価すること。
• 再活性化を引き起こす主なメカニズムが冷たいガスの流入か、熱い流出かを特定すること。
• 高赤方偏移で観測されたコンパクトで大質量の静止銀河が、現実的な物理法則を備えた宇宙論的シミュレーションで再現可能かどうかを検証すること。

提案手法

• 本研究では、z ≈ 3.4 から z = 0 までの銀河形成と進化をモデル化するために、Magneticum Pathfinder の流体力学的宇宙論的シミュレーション・スイートを用いる。
• 星形成質量（>5×10¹⁰ M☉）、静止状態（低SFR）、形成赤方偏移（z ≈ 6 まで）に基づき、z ≈ 3.4 における大質量静止銀河を同定する。
• これらの銀河の進化経路を時間的に遡って追跡し、吸収、再活性化、継続的静止の3つのタイプに分類する。
• 再活性化した銀河における星形成を、半光半径（r₁/₂）に対する半径方向分布に注目して空間的に分析する。
• 再活性化と冷たいガスの流入率の相関を調査し、熱い流出成分と比較することで、再活性化を引き起こす主な要因を特定する。
• z=0 における最終的なハロー質量および大規模環境（例：クラスター、団体、孤立領域）を測定し、構造的および環境的進化を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Magneticum Pathfinder シミュレーションは、高赤方偏移の大質量静止銀河の観測された数密度、星形成質量、サイズ、形成赤方偏移、および消滅歴史を再現できるか？
• RQ2 z ≈ 3.4 における高赤方偏移の大質量静止銀河のうち、z = 2 までにどれくらいの割合が静止状態を維持し、再活性化し、またはより大きな構造に吸収されるか？
• RQ3 z = 0 におけるこれらの静止銀河の最終的なハロー質量および大規模環境は、それぞれどのように位置づけられるか？
• RQ4 再活性化を引き起こす物理的メカニズムは冷たいガスの流入か、熱い流出かであり、再活性化した銀河における星形成は空間的にどのように分布しているか？
• RQ5 高赤方偏移における静止銀河の初期環境が、長期的な進化および宇宙網内での最終的位置にどのように影響を与えるか？

主な発見

• シミュレーションは、高赤方偏移の大質量静止銀河の観測された数密度、星形成質量、サイズ、形成赤方偏移（z ≈ 6 まで）、および消滅赤方偏移を効果的に再現した。
• z = 2 に達するまでに、z ≈ 3.4 の静止銀河の20%がより大きな構造に吸収され、残りの80%は低質量ハローの中心銀河または衛星として残存した。
• 残りの80%のうち、30%が顕著な星形成を示して再活性化し、30%は完全に静止状態を維持し、40%はわずかな残存星形成を示した。
• 再活性化による星形成は、主に外側領域（1–3 r₁/₂）で発生しており、中心領域とは異なり、通常の星形成銀河とは明確に区別される。
• 再活性化は冷たいガスの流入と強く相関しており、熱い流出成分とは相関しないため、流入する冷たいガスが再活性化の主な駆動要因であると示唆される。
• z = 0 において、z ≈ 3.4 の静止銀河は、非静止の大質量銀河と比較して、平均して50%程度の質量のハローに到達しており、特に中心銀河として残存した銀河では、低下した環境に起因する。