[논문 리뷰] A recently quenched galaxy 700 million years after the Big Bang

Tobias J. Looser, Francesco D’Eugenio외 43명|arXiv (Cornell University)|2023. 02. 27.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 21

한 줄 요약

본 논문은 JWST의 분광 관측과 다중 코드 모델링을 통해 z=7.3에서 거의 활동이 없는 은하를 발견하고 이의 현저한 초기 냉각 및 급격한 SFH를 제시합니다. 이는 약 700 Myr 후의 빅뱅 시점으로, 질량이 약 4–6×10^8 M☉인 초기 저질량 비활성 은하 중 하나로 간주됩니다.

ABSTRACT

Local and low-redshift ($z$<$3$) galaxies are known to broadly follow a bimodal distribution: actively star forming galaxies with relatively stable star-formation rates, and passive systems. These two populations are connected by galaxies in relatively slow transition. In contrast, theory predicts that star formation was stochastic at early cosmic times and in low-mass systems: these galaxies transitioned rapidly between starburst episodes and phases of suppressed star formation, potentially even causing temporary quiescence -- so-called mini-quenching events. However, the regime of star-formation burstiness is observationally highly unconstrained. Directly observing mini-quenched galaxies in the primordial Universe is therefore of utmost importance to constrain models of galaxy formation and transformation. Early quenched galaxies have been identified out to redshift $z<5$, and these are all found to be massive ($M_{*}>10^{10}~M_{\odot}$) and relatively old. Here we report a (mini-)quenched galaxy at z$=$7.3, when the Universe was only 700~Myr old. The JWST/NIRSpec spectrum is very blue ($U$-$V$$=$0.16$\pm0.03$~mag), but exhibits a Balmer break and no nebular emission lines. The galaxy experienced a short starburst followed by rapid quenching; its stellar mass (4-6$ imes 10^8~M_\odot$) falls in a range that is sensitive to various feedback mechanisms, which can result in perhaps only temporary quenching.

연구 동기 및 목표

• 초기 비활성 은하 형성에 대한 제약과 초기 우주에서의 피드백 기작의 역할을 고무하기.
• 질량, SFR, 금속수소, 먼지 및 z=7.3 비활성 은하의 별 형성 이력을 물리적으로 정량화하기.
• 재이온화 시기에 해당하는 차단 시간과 가능한 차단 기작을 평가하기.
• 추론된 특성의 강건성을 테스트하기 위해 여러 SED-피팅 코드 비교하기.

제안 방법

• z=7.3 후보 비활성 은하의 JWST/NIRSpec 프리즘 및 고해상도 분광 데이터 취득.
• 네 가지 SED-피팅 코드(ppxf, bagpipes, prospector, beagle)를 이용한 공동 스펙트럼-광측정 모델링으로 SFH, M*, Z, A_V, SFR 추정.
• rest-frame Balmer break와 성운 선의 부재를 이용해 포스트-스타버스트 성격과 SFR 제약( Hβ에서 <0.65 M⊙/yr; [O III] < 6.5×10^-20 erg s^-1 cm^-2) 도출.
• 다양한 별형집단 템플릿과 금속성 격자를 교차 검증하고, 높은 f_esc 또는 숨겨진 별 formation 가능성에 대해 테스트.
• SFH가 약 30–90 Myr의 버스트를 시사하고 관측 전 약 10–30 Myr 시점에 차단되었다고 추론하여 형성 및 차단 시점을 회상함.

Figure 1 : NIRSpec R100/prism spectrum of JADES-GS-z7-01-QU. The clearly detected Ly \textalpha drop and the Balmer break unambiguously give a redshift of z=7.3. The absence of emission lines (together with the Balmer break) reveals that this is a – temporarily or permanently – quiescent, post-starb

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하계 초기의 우주에서 낮은 질량의 비활성 은하가 z>7에서도 존재할 수 있는가?
• RQ2 그러한 초기 비활성 시스템의 별 형성 이력, 금속성, 먼지 함량 및 차단 시간은 무엇인가?
• RQ3 관측이 급속한 차단( SF/AGN 구동의 바람)에 무게를두는가, 아니면 굶주림에 의한 차단인가? 그리고 결과가 고적색편에서의 피드백 모델에 어떤 제약을 주는가?

주요 결과

Metric	ppxf	bagpipes	beagle	prospector
log10(M*/M⊙)	-	8.6±0.1	8.8^{+0.1}_{-0.2}	8.7^{+0.1}_{-0.1}
log10(SFR [M⊙/yr])	-	<-1.3	-2.5^{+1.0}_{-1.0}	-2.6^{+1.5}_{-2.7}
log10(Z/Z⊙)	<-2.0	-0.7±0.1	1.9^{+0.4}_{-0.2}	1.7^{+0.2}_{-0.2}
t_quench [Myr]	~20	~10	16^{+7}_{-4}	38^{+9}_{-10}
t_form [Myr]	~100	40±10	93^{+69}_{-47}	116_{-45}^{+85}
A_V [mag]	0.4±0.1	0.32^{+0.25}_{-0.17}	0.51^{+0.03}_{-0.04}	0.1^{+0.1}_{-0.0}

• z=7.29±0.01(JADES-GS-z7-01-QU)에서 비활성 은하를 발견했으며 네온선과 같은 그림자 선은 검출되지 않았다.
• M* ~ 4–6×10^8 M⊙(z=7.3에서 왜소 은하 범위)로 질량 제약.
• 지난 10–Myr 동안의 SFR은 매우 낮아 보이며, 코드 간 현재 SFR 추정치는 대략 ~10^-2.6에서 10^-1.3 M⊙/yr 사이로, z~7–8의 메인 시퀀스보다 훨씬 낮다.
• 별 형성 이력은 약 30–90 Myr의 버스트를 시사하며, z~7.6–8.8에서 별을 형성했고, z~7.4–7.5에서 차단되어 관측 시점 약 10–30 Myr 전에 차단이 일어남.
• 평균 별 금속성은 매우 낮은 것으로 추정되며(log10(Z/Z⊙) ≈ -2, 세 코드에서; 하나의 코드(bagpipes)에서는 ≈ -0.7로 나옴), 차단 이전의 화학적 풍부화가 제한적임을 시사.
• 차단 기작은 느린 굶주림보다 피드백에 의한 급속한 가스 배출(SF 주도 또는 AGN 주도 바람)이 관련되었을 가능성이 크며, 저질량의 초기 차단자에 대한 일부 시뮬레이션 예측에 도전함.

(a) The stellar age-metallicity grid resulting from the ppxf fit. The code reconstructs dominant metal-poor populations forming from $\sim$ 100 to $\sim$ 20 Myr prior to observation. The colour-bar represents the fractional mass distribution over the SSP grid.