[論文レビュー] The Odd Meanderings of the IMF Across Cosmic Time

Romeel Davé|arXiv (Cornell University)|Aug 31, 2010

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、星形成初期質量関数（IMF）が宇宙時間とともに変化し、z ≈ 2でよりトップ-heavyな形に傾き、z ≈ 4–5で標準的な形に戻ることを提案する。これは、観測されたSFR–M*の進化と階層的銀河形成モデルとの間の不一致を解消するためのものである。非単調なIMFの進化—z ≈ 2でピークに達する—は、遮蔽された星形成の宇宙的割合と類似しており、物理的関連性の可能性を示唆している。

ABSTRACT

It is difficult to reconcile the observed evolution of the star formation rate versus stellar mass (SFR-M*) relation with expectations from current hierarchical galaxy formation models. The observed SFR-M* relation shows a rapid rise in SFR(M*) from z=0-2, and then a surprisingly lack of amplitude evolution out to z~6+. Hierarchical models of galaxy formation match this trend qualitatively but not quantitatively, with a maximum discrepancy of ~x3 in SFR at z~2. One explanation, albeit radical, is that the IMF becomes modestly weighted towards massive stars out to z~2, and then evolves back towards its present-day form by z~4 or so. We observe that this redshift trend mimics that of the cosmic fraction of obscured star formation, perhaps hinting at a physical connection. Such IMF evolution would concurrently go towards explaining persistent discrepancies between integrated measures of star formation and present-day stellar mass or cosmic colors.

研究の動機と目的

• 観測されたSFR–星質量（SFR–M*）の進化と階層的銀河形成モデルからの予測との間の持続的不一致を解消すること。
• 時間に依存するIMFが、宇宙時間にわたる観測された星形成率と星質量の成長を一致させられるかどうかを検証すること。
• z ≈ 0–7におけるSFR–M*関係の観測された進化が、特にz ≈ 2でトップ-heavyな傾向が顕著であることを踏まえ、IMFの変化を探索すること。
• IMFの変化が、統合された星形成歴と現在の星質量、あるいは宇宙色測定との不一致を説明できるかどうかを評価すること。

提案手法

• Herschelを用いたSFR補正を含む多波長データを用いて、z = 0からz ≈ 7までのSFR–M*関係の観測的進化を分析すること。
• 宇宙論的流体力学的シミュレーションの予測（運動量駆動型銀河外流を含む・含まないモデルを含む）と観測されたSFR–M*傾向を比較すること。
• 特にz ≈ 2とz ≈ 0の間で生じる緊張関係を踏まえ、観測された星形成および星質量密度の進化の一貫性を評価すること。
• 赤方偏移に依存するIMF形式を提案し、折り返し質量が ̂M_IMF = 0.5(1+z)^(3−0.75z) M☉ として進化するように設定し、z ≈ 2でピークに達するようにすること。
• IMF変化の物理的妥当性を、その赤方偏移傾向と宇宙的遮蔽星形成割合の類似性を比較することで評価すること。
• 赤外背景放射および被動銀河の色からの間接的制約を用いて、エポックをまたいでIMFの一貫性をテストすること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z = 0からz ≈ 7までのSFR–M*関係の観測的進化を理論的モデルに適合させるために、時間に依存する初期質量関数（IMF）が必要となるか？
• RQ2 z ≈ 2でトップ-heavyさがピークに達する非単調なIMFの変化が、観測された星形成率と星質量の成長との不一致を解消できるか？
• RQ3 赤方偏移傾向が類似していることから、IMFの進化と宇宙的遮蔽星形成割合の間に物理的関連性があると考えられるか？
• RQ4 SFRまたはM*の測定における系統的誤差が、測定バイアスではなくIMFの変化によってどれほど説明可能か？
• RQ5 観測されたSFR–M*関係と階層的銀河形成モデルを最もよく一致させるIMFの進化形態は何か？そして、それがどのように観測的にテストできるか？

主な発見

• 観測されたSFR–M*関係は、z = 0からz ≈ 2にかけて急激に上昇し、その後z ≈ 6–7までにさらなる振幅の進化が見られない。これはモデルの予測と矛盾する。
• 階層的銀河形成モデルは、z ≈ 2におけるSFRを観測値と比較して最大で約3倍過剰に予測しており、系統的な不一致を示している。
• z ≈ 2で最もトップ-heavyな形に変化し、z ≈ 4–5で標準的な形に戻る時間に依存するIMFを仮定することで、観測されたSFR–M*の進化と理論的モデルを一致させられる。
• 提案されたIMFの進化は、折り返し質量が ̂M_IMF = 0.5(1+z)^(3−0.75z) M☉ として進化し、観測された赤方偏移傾向と一致し、宇宙的遮蔽星形成割合を模倣する。
• ほこり補正や不完全性補正を行った後でも、星形成歴と星質量密度の進化との間の不一致は依然として残っており、これはIMFの変化が解消できる系統的問題を示唆している。
• 直接的なIMF変化の証拠はまだ議論の余地があるが、非単調なIMFの進化は、統合的銀河進化制約における持続的緊張の妥当な説明である。