[논문 리뷰] Constraining Star Formation Histories of Blue Galaxies using the Scatter between Stellar Mass and Halo Mass

ChangHoon Hahn, Jeremy L. Tinker외 1명|arXiv (Cornell University)|2019. 10. 03.

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한 줄 요약

이 논문은 블루은하의 별 형성 역사를 제약하기 위해 은하-은하탈 질량 비율(SHMR)의 산란을 사용하며, 별 형성 가동 시간($t_{\text{duty}}$)과 은하탈 수탈과의 상관관계($r$)가 직접적으로 SHMR 산란에 영향을 준다는 것을 보여준다. $t_{\text{duty}} \leq 1.5$ Gyr 이며 $r > 0.6$여야 $z=0$에서 관측된 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot} \sim 0.2$ dex를 재현할 수 있으며, 향후 설문조사로 더 강력한 제약 조건을 얻을 수 있다.

ABSTRACT

We present constraints on the timescale of star formation variability and the correlation between star formation and host halo accretion histories of star-forming (SF) central galaxies from the scatter of the stellar-to-halo mass relation (SHMR). SF galaxies are found to have a tight relationship between their star formation rates and stellar masses on the so-called "star-forming sequence" (SFS), which characterizes their SF histories and $M_*$ growths. Meanwhile, observed SHMR constraints connect $M_*$ growth to halo accretion history. Combining these observed trends with a cosmological $N$-body simulation, we present flexible models that track the SF, $M_*$, and halo accretion histories of SF central galaxies at $z<1$ while reproducing the observed stellar mass function and SFS in SDSS DR7. We find that the scatter in SHMR at $M_h=10^{12}M_\odot$, $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$, is sensitive to the timescale of star formation variability, $t_{ m duty}$, and the correlation coefficient, $r$, between SF and halo accretion histories: shorter $t_{ m duty}$ and higher $r$ both result in tighter $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$. To reproduce a constant 0.2 dex scatter over $z=1-0$, our models require $t_{ m duty}\leq1.5$ Gyr for $r=0.99$ or $r>0.6$ for $t_{ m duty}=0.1$ Gyr. For $r\sim0.6$, as found in the literature, $t_{ m duty}<0.2$ Gyr is necessary. Meanwhile, to reproduce the tightening of $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}=0.35$ to 0.2 dex from $z=1-0$ in hydrodynamical simulations, our models require $t_{ m duty}=0.1$ Gyr for $r>0.5$. Although, the lack of consensus on $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$ at $M_h=10^{12}M_\odot$ and at $z=1$ from observations and galaxy formation models remains the main bottleneck in precisely constraining $r$ and $t_{ m duty}$, we demonstrate that SHMR can be used to constrain the SF and host halo accretion histories of SF central galaxies.

연구 동기 및 목표

• 은하형성 중심은하의 별 형성 가동 시간($t_{\text{duty}}$)과 그 주변 은하탈 수탈 역사($r$)의 시간스케일을 제약하기 위해.
• 은하-은하탈 질량 비율(SHMR)의 산란이 $M_h = 10^{12}M_\odot$에서 $t_{\text{duty}}$와 $r$에 어떻게 의존하는지 조사하기 위해.
• 관측된 SHMR 산란이 다양한 별 형성 및 은하탈 수탈 역사 간의 차이를 식별하는 데 사용될 수 있는지 테스트하기 위해.
• SDSS DR7 데이터와 유체역학 시뮬레이션을 비교하여 현재 관측 제약 조건에서 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$의 갈등을 해결하기 위해.
• SHMR 산란이 은하 형성 물리학, 특히 향후 깊은 설문조사에 대해 민감한 탐사 도구임을 보여주기 위해.

제안 방법

• z < 1에서 별 형성, 은하 질량, 주변 은하탈 수탈 역사를 추적하는 탄성적이고 천체역학 기반의 $N$-body 모델을 구축하기 위해.
• 모델 예측을 관측된 은하 질량 함수(SMF)와 별 형성 시퀀스(SFS)와 비교하기 위해 ABC-PMC 비가능도 기반 추론 프레임워크를 사용하기 위해.
• 관측된 SFS와 일관되게 별 형성 역사를 모델링하기 위해 적응도와 기울기를 포함한 적응형 별 형성 시퀀스 파arameter화를 위해.
• $t_{\text{duty}}$(별 형성 가동 시간스케일)와 $r$(SFR와 은하탈 수탈 간 상관계수)를 변화시켜 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$에 미치는 영향을 탐색하기 위해.
• 모델 예측 SHMR 산란을 허브성 분포, 은하 군집, 위성 운동, 약한 렌즈링을 통한 관측 제약과 비교하기 위해.
• 모델의 강인성을 시험하기 위해 $z=1$에서의 초기 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$를 변화시켜 TNG 시뮬레이션에서 관측된 0.35에서 0.2 dex로의 진화를 재현하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 별 형성 가동 시간스케일($t_{\text{duty}}$)은 $M_h = 10^{12}M_\odot$에서 은하-은하탈 질량 비율(SHMR)의 산란에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 관측된 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot} \sim 0.2$ dex를 $z=0$에서 재현하기 위해 별 형성과 은하탈 수탈 역사 간 상관계수($r$)가 얼마여야 하는가?
• RQ3 유체역학 시뮬레이션에서 $z=1$에서 $z=0$ 사이에 SHMR 산란이 0.35에서 0.2 dex로 진화하는 것을 $t_{\text{duty}}$와 $r$를 변화시킨 모델이 재현할 수 있는가?
• RQ4 현재 관측된 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$의 불일치(0.2에서 0.35 dex 범위)는 물리적 매개변수 $t_{\text{duty}}$와 $r$에 어떤 제약을 가하는가?
• RQ5 DESI, PFS, WAVES와 같은 향후 설문조사가 더 정밀한 SHMR 산란 측정을 통해 $t_{\text{duty}}$와 $r$에 대한 제약 조건을 어떻게 향상시킬 수 있는가?

주요 결과

• 짧은 별 형성 가동 시간($t_{\text{duty}}$)은 SHMR 산란을 줄인다: $t_{\text{duty}} = 10$ Gyr일 경우 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$는 0.32 dex에서 $t_{\text{duty}} = 0.1$ Gyr일 경우 0.26 dex로 감소한다.
• r = 0.99일 경우, $z=0$에서 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot} \sim 0.2$ dex를 재현하기 위해 $t_{\text{duty}} \leq 1.5$ Gyr가 필요하다; r ~ 0.6일 경우 $t_{\text{duty}} \lesssim 0.2$ Gyr가 필수적이다.
• TNG 시뮬레이션에서 $z=1$에서 $z=0$ 사이에 SHMR 산란이 0.35에서 0.2 dex로 진화하는 것을 재현하기 위해 $t_{\text{duty}} = 0.1$ Gyr와 $r > 0.5$가 필요하다.
• r가 낮을 경우 최소한의 $t_{\text{duty}} = 0.1$ Gyr로도 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot} \sim 0.2$ dex를 재현하지 못하는 것으로 나타나, $r$에 매우 민감한 것으로 나타났다.
• 관측된 $σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$의 $z=0$ 및 $z=1$에서의 공식이 없는 상태는 $t_{\text{duty}}$와 $r$에 대한 정밀한 제약 조건을 얻는 데 있어 주요 장애물이다.
• SHMR 산란은 은하 형성 물리학의 민감한 탐사 도구이며, 특히 낮은 은하탈 질량에서 그러하다. 향후 설문조사(DESI, PFS, WAVES)는 $t_{\text{duty}}$와 $r$에 대한 제약 조건을 크게 향상시킬 것이다.