[論文レビュー] The Merger Rate to Redshift One from Kinematic Pairs: Caltech Faint Galaxy Redshift Survey XI

R. G. Carlberg, Judith G. Cohen+9 more|CaltechAUTHORS (California Institute of Technology)|Feb 1, 2000

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 47

ひとこと要約

本研究は、カリフォルニア工科大学の微弱銀河赤方偏移調査（CFGRS）およびCNOC2の運動対を用いて、赤方偏移z=0からz=1の間の銀河合体率を推定した。$L \geq 0.2L_{\bigodot}$ のシステムについて、1銀河あたり $0.02 /pm 0.01\,M_{\bigodot}\,\text{Gyr}^{-1}$ の質量蓄積率を得ており、$z=1$ 以降の約15%の質量増加を示唆している。この範囲における合体率の赤方偏移依存性は最小限にとどまっている。

ABSTRACT

The rate of mass accumulation due to galaxy merging depends on the mass, density, and velocity distribution of galaxies in the near neighborhood of a host galaxy. The fractional luminosity in kinematic pairs combines all of these effects in a single estimator which is relatively insensitive to population evolution. Here we use a k-corrected and evolution compensated volume-limited sample drawing about 300 redshifts from CFGRS and 3000 from CNOC2 to measure the rate and redshift evolution of merging. We identify kinematic pairs with projected separations less than either 50 or 100 \hkpc and rest-frame velocity differences of less than 1000\kms. The fractional luminosity in pairs is modeled as f_L(Delta v,r_p,M_r^{ke})(1+z)^{m_L} where [f_L,m_L] are [0.14+/-0.07,0+/-1.4] and [0.37+/-0.7,0.1+/-0.5] for r_p<= 50 and 100\hkpc, respectively (Omega_M=0.2, Omega_Lambda=0.8). The value of m_L is about 0.6 larger if Lambda=0. To convert these redshift space statistics to a merger rate we use the data to derive a conversion factor to physical space pair density, a merger probability and a mean in-spiral time. The resulting mass accretion rate per galaxy (M_1,M_2>= 0.2 M*) is 0.02+/-0.01(1+z)^{0.1+/-0.5} M*~Gyr^{-1}. Present day high-luminosity galaxies therefore have accreted approximately 0.15M* of their mass over the approximately 7 Gyr to redshift one. (abridged)

研究の動機と目的

• z=0からz=1の間、$L \geq 0.2L_{\bigodot}$ の銀河の合体率の赤方偏移依存性を測定すること。
• 小径方向分離と低速度差を特徴とする運動対を、形態的曖昧性を避ける動力学的ベースの合体推定器として用いること。
• 動力学的モデルとn体シミュレーションを用いて、赤方偏移空間内の対統計を物理的合体率に変換することで、物理的合体率を導出すること。
• 特に $M_{\bigodot}$ 型および低質量銀河における合体が質量集積に与える影響を評価すること。
• 特に $\Omega_M=0.2, \Omega_\Lambda=0.8$ と $\Lambda=0$ の場合の違いを含め、宇宙論的仮定の違いが合体率推定に与える影響をテストすること。

提案手法

• CFGRS（300）およびCNOC2（3000）の赤方偏移を用いて、k補正および進化補正を施した体積限定サンプル（$M_R^{k,e} \leq -19.8 + 5\log h$ mag）を構築する。
• 投影距離 $r_p \leq 50$ または $100\,h^{-1}$ kpc かつ静止フレーム速度差 $\Delta v < 1000\,\text{km s}^{-1}$ を満たす運動対を特定する。
• 対の分顔回数を $f_L(\Delta v, r_p, M_r^{ke})(1+z)^{m_L}$ としてモデル化し、$r_p$ の閾値を2つに分けて $[f_L, m_L]$ をデータにフィットする。
• n体シミュレーションを用いて、合体確率 $F(<v_{mg})$ と平均内向きスイング時間 $T_{mg}$ を推定する。$v_{mg} \approx 2.37v_c$ および $T_{mg} \approx 0.3\,\text{Gyr}$ を仮定する。
• 物理的合体率を $\mathcal{R}_M = (0.02 \pm 0.01)\,M_{\bigodot}(1+z)^{0.1 \pm 0.5}\,\text{Gyr}^{-1}$ として導出。$L \geq 0.2L_{\bigodot}$ に正規化。
• 光度関数、相関関数、動的進化の補正を適用。$z=0$ から $1$ の間で $\sigma_{12}$ および $v_{mg}$ の進化は無視可能と仮定。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z=0からz=1の間、$L \geq 0.2L_{\bigodot}$ の銀河における運動対の分顔回数の赤方偏移依存性は何か？
• RQ2 動的時​​間スケールと合体確率を考慮した場合、観測された運動対分顔回数はどのように物理的合体率に変換されるか？
• RQ3 z=0からz=1の赤方偏移範囲において、合体による銀河1個あたりの質量蓄積率は何か？
• RQ4 合体率は特に $\Omega_M$ と $\Omega_\Lambda$ の宇宙論的パラメータにどのように依存するか？
• RQ5 高赤方偏移における観測された運動対統計は、形態的攪乱とどの程度相関しているか？

主な発見

• $r_p \leq 50\,h^{-1}$ kpc かつ $\Delta v < 1000\,\text{km s}^{-1}$ の運動対における分顔回数は $14\% \pm 7\%$ であり、z=0からz=1にかけて顕著な赤方偏移依存性は認められない。
• $r_p \leq 100\,h^{-1}$ kpc の場合、対分顔回数は $37\% \pm 7\%$ であり、同様に顕著な赤方偏移依存性は認められない。
• $r_p \leq 100\,h^{-1}$ kpc の場合、赤方偏移依存指数 $m_L$ は $0.1 \pm 0.5$ であり、赤方偏移範囲全体でほぼ一定の合体分顔回数を示している。
• $L \geq 0.2L_{\bigodot}$ のシステムにおける銀河1個あたりの質量蓄積率は $0.02 \pm 0.01\,M_{\bigodot}\,\text{Gyr}^{-1}$ であり、弱い赤方偏移依存性 $(1+z)^{0.1 \pm 0.5}$ を示している。
• 現在の $M_{\bigodot}$ 型銀河は、$z=1$ 以降に約 $0.15\,M_{\bigodot}$ の質量を蓄積しており、合体による15%の質量増加を示している。
• 低質量銀河（例：$0.3M_{\bigodot}$）では、同じ $0.15\,M_{\bigodot}$ の質量蓄積は50%の相対的質量増加をもたらし、低質量系における強い相対的影響を強調している。