[논문 리뷰] Mini-quenching of $z=4-8$ galaxies by bursty star formation

Tibor Dome, Sandro Tacchella외 6명|arXiv (Cornell University)|2023. 05. 11.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 $z=4-8$에서의 폭발적 별 형성은 항성 피드백, 가스 유입 억제, 은하 간 상호작용를 통해 일시적인 저온의 낮은 질량의 억제된 은하—'미니억제'로 명명됨—을 자연스럽게 생성함을 보여준다. 네 가지 모델의 시뮬레이션을 통해 미니억제 지속 기간은 $\sim20-40$ Myr로 나타났으며, $z=7$에서의 억제된 은하 비율은 $\sim0.5-1.0\%$에서 $z=4$에서 $\sim2-4\%$로 증가하여, 관측된 $z=7.3$ 및 $z=5.2$의 휴면 은하와 일치한다.

ABSTRACT

The recent reported discovery of a low-mass $z=5.2$ and an intermediate-mass $z=7.3$ quenched galaxy with JWST/NIRSpec is the first evidence of halted star formation above $z\approx 5$. Here we show how bursty star formation at $z=4-8$ gives rise to temporarily quenched, or mini-quenched galaxies in the mass range $M_{\star} = 10^7-10^9 \ M_{\odot}$ using four models of galaxy formation: the periodic box simulation IllustrisTNG, the zoom-in simulations VELA and FirstLight and an empirical halo model. The main causes for mini-quenching are stellar feedback, lack of gas accretion onto galaxies and galaxy-galaxy interactions. The abundance of (mini-)quenched galaxies agrees across the models: the population first appears below $z\approx 8$, after which their proportion increases with cosmic time, from $\sim 0.5-1.0$% at $z=7$ to $\sim 2-4$% at $z=4$, corresponding to comoving number densities of $\sim 10^{-5}$ Mpc$^{-3}$ and $\sim 10^{-3}$ Mpc$^{-3}$, respectively. These numbers are consistent with star formation rate duty cycles inferred for VELA and FirstLight galaxies. Their star formation histories (SFHs) suggest that mini-quenching at $z=4-8$ is short-lived with a duration of $\sim 20-40$ Myr, which is close to the free-fall timescale of the inner halo. However, mock spectral energy distributions of mini-quenched galaxies in IllustrisTNG and VELA do not match JADES-GS-z7-01-QU photometry, unless their SFHs are artificially altered to be more bursty on timescales of $\sim 40$ Myr. Studying mini-quenched galaxies might aid in calibrating sub-grid models governing galaxy formation, as these may not generate sufficient burstiness at high redshift to explain the SFH inferred for JADES-GS-z7-01-QU.

연구 동기 및 목표

• JWST가 $z=5.2$와 $z=7.3$에서 별 질량 $M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$인 휴면 은하를 관측한 것을 설명하기 위해.
• 폭발적 별 형성이 고적색 은하에서 일시적인 억제 사건을 유도할 수 있는지 조사하기 위해.
• 모의된 미니억제 은하 집단의 수밀도와 스펙트럼 에너지 분포(SpE)가 관측 결과와 일치하는지 테스트하기 위해.
• 현재의 미세구조 모델이 고적색 휴면 은하의 관측된 별 형성 역사(SFH)를 재현하는 데에서 가지는 한계를 평가하기 위해.
• 항성 피드백, 가스 유입, 은하 간 상호작용이 일시적인 억제를 이끄는 데서 수행하는 역할을 평가하기 위해.

제안 방법

• 4개의 은하 형성 모델을 사용: 주기적 박스 시뮬레이션인 IllustrisTNG, 줌인 시뮬레이션인 VELA와 FirstLight, 그리고 경험적 헬로 모델(EHM).
• 고적색 $z=4-8$ 범위에서 $M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$ 범위의 은하의 별 형성 역사를 추적하여 일시적인 억제 사건을 식별함.
• SFR이 별 형성 주요 시퀀스보다 $\geq0.75$ 디엑스 이상 감소하는 기간을 미니억제로 정의하고, 지속 기간과 빈도를 측정함.
• JADES-GS-z7-01-QU의 관측 광도와 비교하기 위해 미니억제 은하의 모의 SED을 분석함.
• SED의 적합도를 향상시키기 위해 $\sim60$ Myr 너비의 토파이어 SFH를 사용하여, 폭발성과 항성 집단 연령에 대한 민감도를 시험함.
• 가스 유입, 피드백, 합성력 기록을 분석하여 각 모델에서 미니억제의 원인을 규명함.

Figure 1 : The star-forming MS in the four galaxy formation models investigated in this work across redshifts $z=4-8$ : the combined simulation study TNG100+50 (first panel), EHM (second panel), FirstLight10+20 (third panel) and VELA (fourth panel). SFRs are averaged over $10$ Myr. A compilation of

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고적색 $z=4-8$에서의 폭발적 별 형성은 JWST가 관측한 낮은 질량의 휴면 은하 존재를 설명할 수 있는가?
• RQ2 고적색에서 $M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$ 은하에서 일시적인 억제를 이끄는 주요 물리적 메커니즘은 무엇인가?
• RQ3 현재의 은하 형성 시뮬레이션 예측과 비교할 때, $z\approx7$의 휴면 은하의 관측된 수밀도와 SED는 어떻게 다른가?
• RQ4 현재의 천체물리학 시뮬레이션에서의 미세구조 모델이 관측된 별 형성의 폭발성과 점유율을 어느 정도 재현하는가?
• RQ5 JADES-GS-z7-01-QU의 광도와 모의 SED를 일치시키기 위해 미세구조 물리 모델에 어떤 수정이 필요한가?

주요 결과

• 질량 $M_\star=10^7-10^9\,M_\odot$ 범위의 미니억제 은하(MQGs)는 $z\approx8$에서 나타나며, $z=7$에서의 비율은 $\sim0.5-1.0\%$에서 $z=4$에서 $\sim2-4\%$로 증가하여, 각각 공칭 수밀도 $\sim10^{-5}$와 $\sim10^{-3}$ Mpc$^{-3}$에 해당한다.
• VELA와 FirstLight 시뮬레이션에서 미니억제 기간은 $\sim20-40$ Myr로 최고에 이르며, 내부 헬로의 자유 낙하 시간스케일과 일치한다.
• 모든 모델에서 항성 피드백, 가스 유입 부족, 은하 간 상호작용가 미니억제의 주요 원인이다.
• IllustrisTNG와 VELA에서의 MQG 모의 SED는 SFH를 $\sim40$ Myr 스케일에서 더 폭발적으로 조정하지 않으면 JADES-GS-z7-01-QU의 관측 광도와 일치하지 않는다.
• 60 Myr 너비의 토파이어 SFH가 가장 좋은 SED 적합도를 보였지만, 모의된 F444W 필터의 복사류는 관측값보다 약 $\sim1.5$ 배 낮아, 실제 은하에서는 더 높은-dust 은폐가 있을 가능성이 있음을 시사한다.
• 관측 결과와 일치시키기 위해 항성 집단 연령을 인위적으로 조정해야 한다는 점은 현재의 미세구조 모델이 충분한 폭발성 부족으로 관측된 SFH를 재현하지 못하며, 특히 $M_\star=10^8-10^9\,M_\odot$ 질량 범위에서 그러한 문제가 심각하다는 것을 시사한다.

Figure 2 : Galaxies about the star-forming MS in a combined simulation study of TNG100+50 (first panel, shown for $z=7$ ), EHM (second panel, shown for $z=7$ ), FirstLight10+20 (third panel, shown for $z=7$ ) and VELA (fourth panel, shown for $z=5-10$ ). Quiescent galaxies are highlighted with blue