[論文レビュー] The sudden appearance of dust in the early Universe

Lars Mattsson|arXiv (Cornell University)|May 18, 2015

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 1被引用数 15

ひとこと要約

本論文は、臨界金属量に達すると、高赤方偏移銀河が、星からの生成よりも、星間物質内での効率的なダスト凝縮によって、ダストなし状態からダストを含む状態へ急速に遷移すると提案する。このモデルは、星形成が活発でない通常の銀河（z=7.5 の A1689-zD1）に突然ダストが出現する現象を、トップヘヴィーな初期質量関数によって説明し、高いダスト質量と低い星からのダスト生成量の両立を図り、局所の超新星によるダスト生成と整合的である。

ABSTRACT

Observations suggest that high-redshift galaxies are either very dusty or essentially dust free. The evolution from one regime to the other must also be very fast, since evolved and dusty galaxies show up at redshifts corresponding to a Universe which is only about 500 Myr old. In the present paper models which predicts the existence of an apparent dichotomy between dusty and dust-free galaxies at high redshift are considered. Galaxies become dusty as soon as they reach an evolved state and the transition is very rapid. A special case suggests that while stellar dust production is overall relatively insignificant -- contrary to what has been argued recently -- it can at the same time be consistent with efficient dust production in supernovae in the local Universe. Special attention will be given to the recent discovery of a dusty normal galaxy (A1689-zD1) at a very high redshift z = 7.5 +/- 0.2.

研究の動機と目的

• z=7.5 の高赤方偏移銀河（A1689-zD1）に、このような初期宇宙においてダストが乏しいはずであるという予想に反して、顕著なダストが存在することを説明すること。
• A1689-zD1 のやや小さなバリオン質量と極端な星形成を示さない状況を考慮すると、星からのダスト生成だけでは観測されたダスト質量を説明できるかを調査すること。
• 特に星からの源と比較して、分子雲内での星間ダスト凝縮が支配的ダスト生成メカニズムである役割を評価すること。
• 局所の銀河や超新星残骸で観測された低い総ダスト生成量と照らし合わせ、A1689-zD1 の高いダスト/星質量比を説明すること。
• 低質量で初期の銀河における高い金属およびダスト生成量を説明するために、トップヘヴィーな初期質量関数（IMF）が必要かどうかを特定すること

提案手法

• 時間に依存するガス消費 timescale τ⋆ を用いた閉じたボックス化学的進化フレームワークを用いて、宇宙時間に伴う金属およびダスト生成を追跡する銀河進化のモデル化。
• 金属量と星間物質内でのダスト凝縮効率に依存する有効ダスト生成量 y_d を用いて、ダスト/星質量比を計算する。
• A1689-zD1 の観測的制約（赤方偏移 z=7.5±0.2、星質量、ダスト質量上限）と理論的ダスト質量進化を比較する。
• 超新星駆動型ダスト生成の役割を評価し、局所のダスト生成量とダスト/ガス質量比を関連づけ、観測された局所の SNe ダスト生成と整合的であることを示す。
• トップヘヴィーな IMF の影響を評価するため、銀河質量の範囲で観測された金属量とダスト/星質量比の傾向と照らし合わせ、必要な金属生成量を比較する。
• M_gas/M_tot ≈ 0.5 に達する遷移段階を用いてダスト性の開始を定義し、ダストなしからダストを含む状態への遷移を数百万年スケールで急速に発生するとモデル化し、ダストありとダストなしの銀河の二極化を説明する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z=7.5 の通常の銀河 A1689-zD1 が、その小さなバリオン質量と極端な星形成の欠如にもかかわらず顕著なダスト含有量を示すのはなぜか？
• RQ2 A1689-zD1 の観測されたダスト質量は、星からのダスト生成だけですでに説明可能か、それとも分子雲内での星間ダスト凝縮が必要か？
• RQ3 A1689-zD1 のような低質量・高赤方偏移銀河で観測された金属およびダスト生成量を生み出すために、必要な初期質量関数（IMF）は何か？
• RQ4 高赤方偏移銀河におけるダストなし状態からダストを含む状態への急速な遷移を、ダスト進化の物理的モデルでどのように説明できるか？
• RQ5 局所と高赤方偏移の星形成爆発銀河の両方が、異なる全質量を持つにもかかわらず、類似したダスト質量を持つのはなぜか？その背後にある物理的メカニズムは何か？

主な発見

• A1689-zD1 のダスト質量は、星からのダスト生成だけでは説明できない。効率的な星間物質内ダスト凝縮のような追加的メカニズムが必要である。
• この銀河のダスト/星質量比は、臨界金属量に達すると星間物質内でのダスト凝縮が効率的になるモデルと整合的であり、ダストなし状態からダストを含む状態への急速な遷移を説明できる。
• A1689-zD1 で観測された金属生成量を説明するには、典型的な局所銀河よりも高い有効金属生成量（単位星質量あたり）を示すトップヘヴィーな初期質量関数が必要である。
• ダストなし状態からダストを含む状態への遷移は数百万年スケールで発生するため、高赤方偏移銀河におけるダストありとダストなしの二極化が説明できる。
• 星からのダスト生成量が低いにもかかわらず、モデルは局所の超新星による効率的なダスト生成と整合的であり、ダスト/ガス質量比が高くなるにつれてダスト生成量が増加するためである。
• 局所と高赤方偏移の星形成爆発銀河に共通する「普遍的なダスト質量」は、低質量系における急速なダスト凝縮とトップヘヴィーな IMF の組み合わせによって説明できる。