[論文レビュー] Stochastic star formation and the abundance of $z>10$ UV-bright galaxies

Andrey V. Kravtsov, Vasily Belokurov|arXiv (Cornell University)|May 7, 2024

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 14

ひとこと要約

著者らは制御されたSFR確率性を用いたレギュレーター型銀河形成モデルを用いて、z ~5 〜16 のUV光度関数を再現し、SFRの変動は赤方偏移が高くなるにつれて増加し、z>10の観測と一致させる必要があることを見出した。z=16で σ_{MUV} ≈ 2 に達する。

ABSTRACT

We use a well-motivated galaxy formation framework to predict stellar masses, star formation rates (SFR), and ultraviolet (UV) luminosities of galaxy populations at redshifts $z\in 5-16$, taking into account stochasticity of SFR in a controlled manner. We demonstrate that the model can match observational estimates of UV luminosity functions (LFs) at $51$ indicating that SFR stochasticity cannot be higher. We discuss several testable consequences of the increased SFR stochasticity at $z>10$. The increase of SFR stochasticity with increasing $z$, for example, prevents steepening of UV LF and even results in some flattening of UV LF at $z\gtrsim 13$. The median stellar ages of model galaxies at $z\approx 11-16$ are predicted to decrease from $\approx 20-30$ Myr for $M_{ m UV}\gtrsim -21$ galaxies to $\approx 5-10$ Myr for brighter ones. Likewise, the scatter in median stellar age is predicted to decrease with increasing luminosity. The scatter in the ratio of star formation rates averaged over 10 and 100 Myr should increase with redshift. Fluctuations of ionizing flux should increase at $z>10$ resulting in the increasing scatter in the line fluxes and their ratios for the lines sensitive to ionization parameter.

研究の動機と目的

• バースト性的で確率的な星形成が z>10 で観測されたUV光度関数の豊富さを説明できるかを動機づけ、検証する。
• z=5–16 にわたって、星質量、SFR、UV光度を生成するために、レギュレーター型銀河形成フレームワークを用いる。
• UV光度関数に適合させるために、必要なSFR確率性のレベル σΔ が赤方偏移とともにどのように変化するかを定量化する。

提案手法

• Tinker et al. (2008) のハロー質量関数に従ってハローサンプルを構築し、体積 up to 2000 h−1 Mpc におけるハローの豊富さを表す。
• GRUMPY レギュレーター型モデルを用いてハローを銀河で満たし、ガス、星、金属量、アウトフローを含める。
• 相関ガウス過程による制御されたSFR確率性を導入し、PSD(f) = σΔ^2 / [1 + (τbreak f)^α] を満たすようにする。α=2、τbreak=100 Myrを固定。
• FSPS v3.0 の星生成合成を用いて 1500 Å のUV光度を計算し、塵と星間並びに星雲放射を除外して L1500 と MUV を得る。
• τsf（ depletion times）と σΔ が異なるモデル変種を探り、UV光度関数への影響を評価し、z≈5–16 のデータと整合性を確保する。

Figure 1: Left panel: Example star formation history of one of the model galaxies produced by the fiducial model (blue long dashed line) and star formation histories with different levels of stochasticity added ( $\sigma_{\Delta}=0.08,0.15,0.30$ shown as violet, purple, and blue lines, respectively)

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z=5–10 で観測されたUVLFを再現するには、どの程度のSFR確率性が必要か？
• RQ2 z≈11–16 のUV LF に適合させるために、必要なSFR確率性は赤方偏移とともにどのように変化するか？
• RQ3 burstily SF を伴うレギュレーター型銀河形成モデルは z>10 で測定された星質量とSFRを再現できるか？
• RQ4 高赤方偏移でのSFR確率性の増加が観測可能な影響（例: MUV–M*, SFR–M*）として何をもたらすか？

主な発見

• σΔ ≈ 0.08 の適度な SFR 確率性で z=5–9 の UV LF を再現し、σMUV ≈ 0.75 を生み出す。
• z≈11–13 および z≈16 の UV LF に適合させるには、σΔ を ≈0.15–0.25、そして ≈0.25–0.25+?（z=16 で log MUV スキャッタが約 2 まで）に上昇させる必要がある（表1参照）。
• 高赤方偏移で SFR 確率性が高いモデルは z>12 で UV LF が平坦化または急峻化しない予測をし、現在観測されているより高輝度の銀河を生む。
• z≈11–13 のモデル銀河は既存の測定値と良好に一致する星質量とSFRを持つ。
• 中心的な星の年齢は、光度と赤方偏移とともに減少し、MUV ≳ −21 で約 20–30 Myr、より明るい銀河では約 5–10 Myr（z≈11–16）となる。
• 固定質量 M⋆ での SFR の散乱は赤方偏移とともに増加し、z>10 でイオン化フラックスの変動や線比の揺らぎが増す。

Figure 2: UV luminosity functions at redshifts $z=5,6,7,8,9$ (from the top down) measured from the HST and JWST observations (points) and predicted by the model (lines). LF at each redshift is offset by the factor of $10^{6-z}$ for clarity. The dashed lines show model UV LF with the fiducial paramet