[논문 리뷰] Evolution of the specific Star Formation Rate Function at z<1.4 - Dissecting the mass-SFR plane in COSMOS and GOODS

O. Ilbert, S. Arnouts외 22명|arXiv (Cornell University)|2014. 10. 17.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 COSMOS 및 GOODS 설문조사를 통해 확보한 중간 및 적외선 데이터를 이용하여 0.2 < z < 1.4 범위에서 은하성 은하의 특정 별 형성률(sSFR) 함수의 진화를 측정한다. 질량에 따라 달라지는 sSFR 진화를 규명하며, 저질량에서 고질량으로 갈수록 (1+z)^b 형태로 증가하는 경향을 보이며, b 값은 2.88에서 3.78로 증가한다. 또한 별 형성 이력의 다양성이 증가하는 고질량 은하에서 sSFR 함수의 산란도 증가함을 발견한다.

ABSTRACT

The relation between the stellar mass and the star formation rate characterizes how the instantaneous star formation is determined by the galaxy past star formation history and by the growth of the dark matter structures. We deconstruct the M-SFR plane by measuring the specific SFR functions in several stellar mass bins from z=0.2 out to z=1.4. Our analysis is primary based on a MIPS 24$μm$ selected catalogue combining the COSMOS and GOODS surveys. We estimate the SFR by combining mid- and far-infrared data for 20500 galaxies. The sSFR functions are derived in four stellar mass bins within the range 9.5

연구 동기 및 목표

• 은하성 은하에서 간극 없는 시간적 진화(0.2 < z < 1.4)를 측정하기 위해 특정 별 형성률(sSFR) 함수의 진화를 분석한다.
• sSFR 함수가 별 질량과 적색편이에 따라 어떻게 변화하는지, 특히 질량-SFR 평면의 맥락에서 조사한다.
• 선택 효과가 질량-SFR 관계를 해석하는 데 미치는 영향을 평가하고, 반경모의 모델(SAMs)의 예측을 검증한다.
• sSFR 함수의 형태가 시간에 따라 일정한지, 산란이 질량에 따라 어떻게 변화하는지 평가한다.
• 관측된 sSFR 감소와 sSFR 함수의 산란 증가를 설명할 수 있는 물리적 메커니즘을 탐색한다.

제안 방법

• COSMOS 및 GOODS 설문조사를 통합하여 깊이 있고 편향이 없는 은하성 은하 컬렉션을 구축한다.
• 중간 및 적외선 볼로미터 데이터를 융합하여 별 형성률(SFR)을 추정함으로써 먼지 흡수 편향을 최소화하고 신뢰할 수 있는 SFR 측정을 가능하게 한다.
• 적색편이 z = 0.2에서 z = 1.4 사이의 네 개의 별 질량 밴드(9.5 < log(M⋆/M☉) < 11.5)에서 sSFR 함수(sSFR = SFR / M⋆)를 유도한다.
• 특히 낮은 sSFR 값에서의 정확한 sSFR 함수 추정을 위해 선택 효과 및 완전성 보정을 적용한다.
• sSFR 함수를 로그노멀 분포로 모델링하여 내재된 산란(σ)을 정량화하고, 적색편이 및 질량에 따른 진화를 평가한다.
• 관측된 sSFR 함수를 Wang et al. (2008)의 반경모의 모델과 우주론적 가속률과 비교하여 물리적 일관성을 검증한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 중간 sSFR는 적색편이에 따라 어떻게 진화하며, 이 진화는 별 질량에 따라 달라지는가?
• RQ2 z < 1.4 범위에서 sSFR 함수의 형태는 시간에 따라 일정한가, 아니면 우주의 시간과 질량에 따라 진화하는가?
• RQ3 고질량 별에서 관측된 sSFR 함수가 반경모의 모델 예측과 벗어나는 이유는 무엇인가?
• RQ4 sSFR 함수의 산란이 질량 증가에 따라 증가하는 것을 설명할 수 있는 물리적 과정는 무엇인가?
• RQ5 고정된 적색편이에서 sSFR는 별 질량에 따라 어떻게 변화하는가? 이는 고질량 은하의 별 형성 이력에 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• 중간 sSFR는 (1+z)^b 형태로 진화하며, M⋆ ≈ 10^9.75 M☉에서 b = 2.88 ± 0.12에서 M⋆ ≈ 10^11.1 M☉에서 b = 3.78 ± 0.60으로 증가함을 보이며, 이는 고질량 은하에서 더 강한 진화를 나타낸다.
• sSFR 함수의 내재된 산란(σ)은 저질량에서(log(M⋆/M☉) ≈ 9.5–10) 0.28 디엑스에서 고질량에서(log(M⋆/M☉) ≈ 11–11.5) 0.46 디엑스로 증가함을 보이며, 이는 질량 증가에 따라 별 형성 이력의 다양성이 증가함을 시사한다.
• z < 1.4 범위에서 sSFR 함수의 형태는 적색편이에 따라 일정하게 유지되지만, 산란은 질량 증가에 따라 증가함을 보이며, 이는 질량에 따라 달라지는 물리적 과정가 별 형성 이력의 다양성 원인임을 시사한다.
• sSFR는 log₁₀(sSFR) ∝ -0.17 M⋆ 형태로 별 질량에 따라 감소하며, 선형 관계와 불일치하고, τ ∝ 1/M⋆ 형태의 지수 감소하는 별 형성 이력이 더 잘 설명한다.
• 관측된 sSFR 진화는 M⋆ < 10^10 M☉ 범위에서 우주론적 가속률과 반경모의 모델 예측과 일치하지만, 더 높은 질량에서는 일치하지 않으며, 이는 현재 모델의 한계를 시사한다.
• 핫 할로 가스 고갈, 고질량 및 부르스가 지배하는 체계에서의 별 형성 효율 감소, 그리고 순차적 진화와 같은 물리적 메커니즘이 관측된 sSFR 감소와 고질량에서의 산란 증가를 설명할 수 있다.