[논문 리뷰] Genesis and evolution of dust in galaxies in the early Universe II. Rapid dust evolution in quasars at z > 6

C. Gall, Anja C. Andersen외 1명|arXiv (Cornell University)|2011. 01. 07.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 80인용 수 45

한 줄 요약

이 연구는 고적색항성자기(자기질량 6 이상)에서의 빠른 먼지 형성 메커니즘을 화학적 진화 모델을 통해 분석한다. 먼지, 기체, 별질량의 진화를 시뮬레이션한 결과, 별폭발 이후 30–170 밀리온 년 이내에 약 10⁸ M⊙의 먼지 질량이 형성되며, 주로 초신성에 의해 발생한다. 이는 상위 무게 함수가 필요하고, 관측된 z > 6 QSO와 일치하기 위해 중간 정도의 먼지 파괴가 수반되어야 한다.

ABSTRACT

We assess the most plausible scenarios for generating large amounts of dust in high-z quasars (QSOs) on the basis of observationally derived physical properties of QSOs at z > 6. We use a chemical evolution model to compute the temporal progression of quantities, such as the amount of dust and gas, stellar masses, star formation rates (SFRs) and the metallicity for various combinations of the initial mass function (IMF), the mass of the galaxy, dust production efficiencies, and the degree of dust destruction in the ISM. We investigate the influence of the SFR on the evolution of these quantities, and determine the earliest epochs at which agreement with observations can be achieved. We apply the obtained results to individual QSOs at z > 6. We find that large quantities of dust can be generated rapidly as early as 30 Myr after the onset of the starburst when the SFR of the starburst is > 10^3 M_sun yr^(-1). The amount of dust and several other physical quantities of individual QSOs at z > 6 are satisfactorily reproduced by models at epochs 30, 70, 100, and 170 Myr for galaxies with initial gas masses of 1-3 x 10^11 M_sun. The best agreement with observations is obtained with top-heavy IMFs. A sizable dust contribution from supernovae (SNe) is however required, while at these epochs dust production by asymptotic giant branch (AGB) stars is negligible. Moderate dust destruction in the ISM can be accommodated.

연구 동기 및 목표

• 관측된 먼지 질량 약 10⁸ M⊙를 가진 고적색항성자기(QSO, z > 6)에서 빠른 먼지 생성이 가능한 물리적 조건을 규명하기 위해.
• 특히 초신성과 AGB 별이 짧은 시간 스케일에서 먼지를 생성하는 데 기여하는 비중을 평가하기 위해.
• 초기 질량 함수(IMF), 은하 질량, 먼지 생성 효율성, 먼지 파괴가 모델과 관측 간 일치에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 관측된 QSO 특성(먼지 질량, 중금속 농도, SFR 등)을 재현할 수 있는 가장 이른 시기(epoch)를 특정하기 위해.

제안 방법

• 자기 일관성 있는 수치적 해법을 사용한 화학적 진화 모델이 별폭발 은하에서 먼지, 기체, 중금속, 별질량의 시간에 따른 변화를 추적한다.
• 모델은 타입 IIP 및 Ia 초신성, 그리고 AGB 별(3–8 M⊙)에서의 먼지 생성을 포함하며, 수명에 따라 변화하는 생산 수율을 반영한다.
• 초신성 충격에 의한 은하간 매질(ISM) 내 먼지 파괴를 모델링하며, 파괴 효율성(Mcl)과 입자 크기 의존성을 고려한다.
• 초기 질량 함수(IMF), 은하 질량, 먼지 생성 효율성, 먼지 파괴가 모델과 관측 간 일치에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 모델 파라미터로는 초기 기체 질량(1–3 × 10¹¹ M⊙), SFR(3–10⁴ M⊙/yr), IMF 변형(상위 무게 함수, 라이저, 질량 중심 함수), 초신성 먼지 생성 효율성을 포함한다.
• 모델 출력은 관측된 QSO 특성과 비교되며, 이는 먼지 질량, 중금속 농도, SFR, CO/H₂ 전환 계수(α)를 포함한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 빅뱅 이후 300 밀리온 년 이내에 관측에 따르면 약 10⁸ M⊙의 큰 먼지 질량이 고적색항성자기(QSO)에서 형성될 수 있는가?
• RQ2 z > 6에서 먼지 생성에 있어 주로 초신성인지, AGB 별인지가 주요한가? 그리고 필요한 먼지 생성 효율은 무엇인가?
• RQ3 초기 질량 함수(IMF), 은하 질량, 그리고 은하간 매질(ISM) 내 먼지 파괴가 모델이 관측된 QSO 특성을 재현하는 데 미치는 영향은 어떠한가?
• RQ4 관측된 먼지 질량과 중금속 농도를 모델이 재현할 수 있는 가장 이른 가능한 시점은 언제인가?

주요 결과

• SFR > 10³ M⊙/yr인 별폭발 이후 약 30 밀리온 년 이내에 먼지 질량 약 10⁸ M⊙가 형성되며, 이는 z ≳6에서 관측된 QSO와 일치한다.
• 관측과 가장 높은 일치를 이룬 것은 상위 무게 함수를 사용한 경우로, 이는 초기에 초신성에 의한 먼지 생성을 강화한다.
• 초기 시점에서는 초신성이 주요 먼지 공급원이며, AGB 별의 먼지 생성은 생존 시간이 부족하여 무시할 수준이다.
• 중간 정도의 먼지 파괴(Mcl ≤ 100 M⊙)는 관측과 일치하며, 극단적 파괴 또는 파괴 없음은 둘 다 낮은 일치도를 보인다.
• 은하 질량 1–3 × 10¹¹ M⊙는 관측된 먼지 질량과 중금속 농도와 일치하지만, 더 무거운 시스템(예: 1.3 × 10¹² M⊙)은 관측된 운동학적 질량 제약을 초과한다.
• 먼지 질량을 일치시키기 위해 '최대' 수준의 초신성 먼지 생성 효율이 필요하지만, 이는 관측적으로 불확실하며 특정 충격 및 입자 기하학 조건 하에서는 가능할 수 있다.