[論文レビュー] The stellar-to-halo mass relations of local galaxies segregated by color

Aldo Rodríguez-Puebla, V. Ávila-Reese+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 22, 2014

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 1

ひとこと要約

本研究では、近傍宇宙の青色および赤色中心銀河について、それぞれ独立して星族質量対ハロ質量関係（SHMR）を導出し、青色中心銀河が赤色銀河よりもMs/Mh比が大きいことが明らかになった—特にlogMh ≈ 12において、青色中心銀河は約0.05に達し、赤色銀河の約1.7倍にのぼる。結果から、高質量域ではハロ質量クエンチィング、低質量域では環境要因（グループの豊富さなど）がSHMRに影響を与えていることが示唆される。

ABSTRACT

We derive the stellar-to-halo mass relations, SHMR, of local blue and red central galaxies separately, as well as the fraction of halos hosting blue/red central galaxies. We find that: 1) the SHMR of central galaxies is segregated by color, with blue centrals having a SHMR above the one of red centrals; at logMh~12, the Ms/Mh ratio of the blue centrals is ~0.05, which is ~1.7 times larger than the value of red centrals. 2) The intrinsic scatters of the SHMRs of red and blue centrals are ~0.14 and ~0.11dex, respectively. The intrinsic scatter of the average SHMR of all central galaxies changes from ~0.20dex to ~0.14dex in the 11.3<logMh<15 range. 3) The fraction of halos hosting blue centrals at Mh=1E11Msun is 87%, but at 2x1E12Msun decays to ~20%, approaching to a few per cents at higher masses. The characteristic mass at which this fraction is the same for blue and red galaxies is Mh~7x1E11Msun. Our results suggest that the SHMR of central galaxies at large masses is shaped by halo mass quenching (likely through shock virial heating and AGN feedback), but group richness also plays an important role: central galaxies living in less dense environments quenched their star formation later or did not quench it yet. At low masses, processes that delay star formation without invoking too strong supernova-driven outflows could explain the high Ms/Mh ratios of blue centrals as compared to those of the scarce red centrals.

研究の動機と目的

• 近傍宇宙における青色および赤色中心銀河の間で、星族質量対ハロ質量関係（SHMR）がどのように異なるかを調査すること。
• さまざまなハロ質量における、青色および赤色中心銀河を有するハロの割合を定量化すること。
• 観測されたSHMRの差を説明する物理的メカニズム（ハロ質量クエンチィングや環境要因など）が、ハロ質量や環境の両方に及ぼす影響を特定すること。
• 青色および赤色中心銀河のSHMRにおける固有分散を評価し、ハロ質量に依存するその依存関係を明らかにすること。

提案手法

• 著者らは、観測データを用いて、色に基づいて近傍の中心銀河を青色および赤色の集団に分類し、それぞれのグループに対して星族質量対ハロ質量関係（SHMR）を別々に定義する。
• SHMRをモデル化するにあたり、ハロ質量（Mh）を独立変数とし、星族質量（Ms）を従属変数として用い、11.3 < logMh < 15の範囲で関係をフィッティングする。
• 青色および赤色中心銀河それぞれについて、SHMRの固有分散を計算し、両集団を統合して平均SHMRの分散を導出する。
• 観測された銀河数と色分離を用いて、ハロ質量関数としての青色中心銀河を有するハロの割合を計算する。
• 青色および赤色中心銀河の割合が等しくなる特徴的なハロ質量を、観測された割合の変化にフィットすることで特定する。
• 観測バイアスを考慮し、統計的手法を用いてハロ質量および環境の影響が星形成クエンチィングに及ぼす要因を分離する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 さまざまなハロ質量において、青色および赤色中心銀河の星族質量対ハロ質量関係（SHMR）はどのように異なるか？
• RQ2 青色および赤色中心銀河のSHMRにおける固有分散は何か？ また、ハロ質量に依存してどのように変化するか？
• RQ3 ハロ質量が増加するに従い、青色中心銀河を有するハロの割合はどのように変化するか？ また、青色および赤色中心銀河の割合が等しくなる質量は何か？
• RQ4 ハロ質量クエンチィングや環境要因といった物理的メカニズムが、青色および赤色中心銀河間の観測されたSHMRの差を説明するには、どのような役割を果たすか？

主な発見

• logMh ≈ 12において、青色中心銀河のMs/Mh比は約0.05であり、赤色中心銀河の約0.03よりも1.7倍高い。
• SHMRの固有分散は、赤色中心銀河で約0.14 dex、青色中心銀河で約0.11 dexであり、青色集団の分散が小さいことが示唆される。
• すべての中心銀河の平均SHMRにおける固有分散は、ハロ質量範囲11.3 < logMh < 15の間で、約0.20 dexから約0.14 dexに減少する。
• Mh = 1×10¹¹ M☉では87%のハロが青色中心銀河を有するが、Mh = 2×10¹² M☉ではその割合は約20%に低下し、より高い質量では数パーセントにまで低下する。
• 青色および赤色中心銀河の割合が等しくなる特徴的なハロ質量は、Mh ≈ 7×10¹¹ M☉である。
• 高質量域ではハロ質量クエンチィング（おそらく衝撃加熱およびAGNフィードバックによるもの）が支配的であり、低質量域ではグループの豊富さなどの環境要因がクエンチィングに影響を与えている。