[논문 리뷰] Dense cores in galaxies out to z=2.5 in SDSS, UltraVISTA, and the five 3D-HST/CANDELS fields: number density, evolution, and the apparent need for efficient cooling at high redshift

Pieter van Dokkum, Rachel Bezanson외 16명|arXiv (Cornell University)|2014. 04. 18.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 1

한 줄 요약

이 연구는 다중 파장 조사 자료를 활용해 z=2.5까지의 거대 은하에서 조밀한 항성 핵을 규명한다. 핵들은 주로 z>2.5에서 형성되었으며, z~2 시점에 우주의 항성 질량의 10–20% 기여했으며, 질량 손실과 융합으로 인해 수밀도가 감소했다. 핵의 조기 형성은 약 1 kpc 이내에서 약 10^11 Msun의 기체가 항성으로 전환되도록 하며, 더 큰 반경에서는 항성 형성 억제를 가능하게 하는 효율적이고 局소적인 냉각 메커니즘이 필요했다.

ABSTRACT

The dense interiors of massive galaxies are among the most intriguing environments in the Universe. In this paper we ask when these dense cores were formed and determine how galaxies gradually assembled around them. We select galaxies that have a stellar mass >3x10^10 Msun inside r=1 kpc out to z=2.5, using the 3D-HST survey and data at low redshift. Remarkably, the number density of galaxies with dense cores appears to have decreased from z=2.5 to the present. This decrease is probably mostly due to stellar mass loss and the resulting adiabatic expansion, with some contribution from merging. We infer that dense cores were mostly formed at z>2.5, consistent with their largely quiescent stellar populations. While the cores appear to form early, the galaxies in which they reside show strong evolution: their total masses increase by a factor of 2-3 from z=2.5 to z=0 and their effective radii increase by a factor of 5-6. As a result, the contribution of dense cores to the total mass of the galaxies in which they reside decreases from ~50% at z=2.5 to ~15% at z=0. Because of their early formation, the contribution of dense cores to the total stellar mass budget of the Universe is a strong function of redshift. The stars in cores with M_1kpc>3x10^10 Msun make up ~0.1% of the stellar mass density of the Universe today but 10%-20% at z~2, depending on their IMF. The formation of these cores required the conversion of ~10^11 Msun of gas into stars within ~1 kpc, while preventing significant star formation at larger radii.

연구 동기 및 목표

• 우주의 시간에 따라 밀도가 높은 항성 핵의 형성 시기를 규명하기 위해, 우주의 시간에 따른 핵의 수밀도 변화를 분석함.
• 오늘날까지 z=2.5에서 현재까지의 밀도 핵의 수밀도 감소 원인으로서 항성 질량 손실과 융합의 역할을 조사함.
• 특히 고적색 시점에서, 밀도 높은 핵이 은하의 총 항성 질량 예산과 우주 전체에 기여하는 정도를 정량화함.
• 특히 효과적인 냉각 메커니즘이 중심 약 1 kpc 내에서 항성 형성만을 국한시키는 데 필요한 물리적 조건을 평가함.

제안 방법

• SDSS, UltraVISTA, 3D-HST/CANDELS 영역의 다중 파장 데이터에서, r=1 kpc 내에서 항성 질량 >3×10^10 Msun인 은하의 선별.
• 광학적 및 스펙트로스코픽 적색편이를 활용해 샘플을 z=2.5까지 확장하여 우주의 시간 기반 확보.
• 다른 적색편이에서의 관측 수를 비교함으로써 핵의 수밀도 변화 추정.
• 핵의 수밀도 감소를 설명하기 위해 질량 손실과 등온 팽창 모델링.
• 핵 질량 비율을 총 은하 질량과 비교하여 구조적 진화 평가.
• 관측된 1 kpc 이내의 항성 형성 국한 조건에 기반해 필요로 하는 기체 냉각 효율 추론.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 거대 은하의 조밀한 항성 핵의 수밀도는 어떤 식으로 적색편이에 따라 변화하는가?
• RQ2 왜 핵의 수밀도는 z=2.5에서 오늘날까지 감소했는가?
• RQ3 항성 질량 손실과 융합은 핵의 수밀도 감소에 얼마나 기여하는가?
• RQ4 z~2에 있어 밀도 높은 핵에서 형성된 항성 질량은 우주의 총 항성 질량 밀도의 몇 퍼센트를 차지했으며, 오늘날과 비교해 보았을 때는 어떠한가?
• RQ5 특히 기체 냉각 효율과 같은 물리적 메커니즘은 중심 약 1 kpc 이내에서만 항성 형성을 유지하고, 더 큰 반경에서는 억제하기 위해 필요한가?

주요 결과

• M_1kpc > 3×10^10 Msun인 조밀한 핵을 지닌 은하의 수밀도는 z=2.5에서 z=0으로 갈수록 크게 감소했으며, 주로 항성 질량 손실과 등온 팽창으로 인한 것임.
• 조밀한 핵은 주로 z>2.5에서 형성되었으며, 침체된 항성 인구와 조기 형성 시점과 일치함.
• 핵이 기여하는 총 은하 질량 비율은 z=2.5에 약 50%에서 z=0에 약 15%로 감소했으며, 이는 외곽 영역의 지속적 질량 증가 때문임.
• z~2에 있어 M_1kpc > 3×10^10 Msun인 조밀한 핵의 항성은 우주의 총 항성 질량 밀도의 10–20% 기여함. 이는 초기 질량 함수의 선택에 따라 다를 수 있음.
• 핵 형성은 약 1 kpc 이내에서 약 10^11 Msun의 기체가 항성으로 전환되며, 더 큰 반경에서는 최소한의 항성 형성이 이루어져야 하므로, 효율적인 국소 냉각 메커니즘이 필요함.
• 관측된 진화 양상은 핵의 조기 형성과 그 후 은하의 주변 구조적 성장을 동시에 설명하기 위해 중심 영역에 항성 형성을 국한시키는 메커니즘이 필요함을 시사함.