[논문 리뷰] Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions

Sean P. Fillingham, Michael C. Cooper외 7명|arXiv (Cornell University)|2019. 06. 10.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 6인용 수 30

한 줄 요약

이 연구는 가시성 드레스 2(Gaia DR2)의 운동량과 천체론 시뮬레이션을 이용해 은하수의 37개 은하위성의 유입 및 억제 시간 스케일을 제약한다. 유입 후 약 70%의 고전적 위성은 빠른 억제를 겪으며(τ_quench ≲ 2 Gyr), 초연약 희미한 위성들은 재이온화에 의한 초기 억제 증거를 보이며, 이는 M⋆ ≲ 10⁵ M☉에서 질량 척도 전이를 지지한다.

ABSTRACT

Observations of low-mass satellite galaxies in the nearby Universe point towards a strong dichotomy in their star-forming properties relative to systems with similar mass in the field. Specifically, satellite galaxies are preferentially gas poor and no longer forming stars, while their field counterparts are largely gas rich and actively forming stars. Much of the recent work to understand this dichotomy has been statistical in nature, determining not just that environmental processes are most likely responsible for quenching these low-mass systems but also that they must operate very quickly after infall onto the host system, with quenching timescales $\lesssim 2~ { m Gyr}$ at ${M}_{\star} \lesssim 10^{8}~{ m M}_{\odot}$. This work utilizes the newly-available $Gaia$ DR2 proper motion measurements along with the Phat ELVIS suite of high-resolution, cosmological, zoom-in simulations to study low-mass satellite quenching around the Milky Way on an object-by-object basis. We derive constraints on the infall times for $37$ of the known low-mass satellite galaxies of the Milky Way, finding that $\gtrsim~70\%$ of the `classical' satellites of the Milky Way are consistent with the very short quenching timescales inferred from the total population in previous works. The remaining classical Milky Way satellites have quenching timescales noticeably longer, with $τ_{ m quench} \sim 6 - 8~{ m Gyr}$, highlighting how detailed orbital modeling is likely necessary to understand the specifics of environmental quenching for individual satellite galaxies. Additionally, we find that the $6$ ultra-faint dwarf galaxies with publicly available $HST$-based star-formation histories are all consistent with having their star formation shut down prior to infall onto the Milky Way -- which, combined with their very early quenching times, strongly favors quenching driven by reionization.

연구 동기 및 목표

• Gaia DR2 운동량 측정을 이용해 은하수 위성 은하의 유입 시기를 결정하기 위해.
• 유입 시기와 HST 기반의 별 형성 역사(Star-Formation Histories)를 조합하여 개별 위성의 억제 시간 스케일을 제약하기 위해.
• 저질량 위성에서 환경적 억제 또는 재이온화가 억제 메커니즘으로서 지배적인지 테스트하기 위해.
• 개선된 궤도 제약 조건을 바탕으로 개별 물체에 적용된 통계적 억제 모델의 타당성을 평가하기 위해.
• 초연약 희미한 위성에서 재이온화가 주요 억제 메커니즘이 되는 질량 척도를 규명하기 위해.

제안 방법

• 고해상도 천체론 줌인 시뮬레이션인 Phat ELVIS 세트를 사용하여 하위구조의 유대 에너지를 유입 시기와 연결한다.
• 위치와 속도의 6차원 궤도 정보를 이용한 위상공간 기반 방법을 적용하여 유입 시기를 추정하며, 반경 속도만을 사용하는 방법보다 정확도를 향상시킨다.
• Fritz 등(2018)의 Gaia DR2 운동량 측정치와 시뮬레이션 궤도 트랙을 조합하여 각 위성의 가장 가능성 높은 유입 시기를 유추한다.
• HST 기반의 별 형성 역사(SFHs)를 활용하여 300 kpc 이내의 37개 위성에서 유입 시기 이후의 억제 시점과의 상대적 시간을 결정한다.
• 유추된 억제 시간 스케일을 환경적 억제 이론 모델과 재이온화 유도 억제 이론 모델과 비교한다.
• 시뮬레이션된 하위구조를 대상으로 방법을 검증한 결과, 탄성 속도를 포함함으로써 유입 시기 추정의 치명적 실패 비율이 약 30%에서 약 20%로 감소함을 확인하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Gaia DR2 운동량 측정치로 제약된 바탕으로 개별 은하수 위성 은하의 유입 시기는 무엇인가?
• RQ2 고전적 위성과 초연약 희미한 위성의 억제 시간 스케일은 유입 이후 약 2 Gyr 내로 예측되는 빠른 억제 시간 스케일과 어떻게 비교되는가?
• RQ3 초연약 희미한 위성의 억제는 환경적 과정보다 재이온화와 얼마나 일치하는가?
• RQ4 관측된 억제 행동은 M⋆ ≲ 10⁵ M☉에서 주요 억제 메커니즘이 전환됨을 지지하는가?
• RQ5 개별 물체의 궤도 모델링은 이전의 통계적 연구에서 관측된 억제 시간 스케일의 불일치를 해결할 수 있는가?

주요 결과

• 고전적 은하수 위성 약 70%가 유입 이후 빠른 환경적 억제를 겪으며, τ_quench ≲ 2 Gyr로 일관된 억제 시간 스케일을 보인다.
• 남은 고전적 위성들은 유의미하게 더 긴 억제 시간 스케일 τ_quench ≈ 6–8 Gyr을 보이며, 정확한 억제 시간 추정을 위해 세밀한 궤도 모델링이 필수적임을 시사한다.
• 가용한 HST 기반 SFHs를 가진 6개의 초연약 희미한 위성은 모두 유입 이전에 억제된 것으로 나타나, 재이온화가 주요 억제 메커니즘이라는 것을 지지한다.
• 초연약 희미한 위성의 유추된 억제 시간은 M⋆ ≲ 10⁵ M☉의 임계 질량 척도와 일치하며, 이 이하에서는 재이온화가 별 형성 억제에 효과적으로 작용함을 시사한다.
• M⋆ < 10⁸ M☉인 위성의 유입 및 억제 시간을 통합 분석한 결과, 내부 피드백이나 자가 억제 메커니즘을 도입할 필요가 없음을 보여준다.
• 유입 시기 추정에 횡방향 속도를 포함함으로써, 유입 시기 추정의 치명적 실패 비율이 약 30%에서 약 20%로 감소하여 궤도 제약 조건의 신뢰도가 향상됨을 확인하였다.