[논문 리뷰] Must Starforming Galaxies Rapidly Get Denser Before They Quench?

Louis E. Abramson, Takahiro Morishita|arXiv (Cornell University)|2016. 08. 26.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 별 형성은 우주에서 밀도가 급격히 증가하는(압축을 통해) 과정이 있어야만 은하의 별 형성이 멈출 수 있다는 가설을 도전한다. 깊은 허블 우주망원경 데이터와 경험적 분석을 통해 밀도 임계치가 은하의 정지 상태로 이끄는 원인이 되지 않는다는 증거를 발견하였으며, 대신 밀도가 일정한 상태에서 은하가 진화하며, 더 높은 밀도의 시스템은 본질적인 형성 시간 스케일로 더 일찍 나이가 들어간다. 주요 결과는 은하의 정지 상태가 압축을 유도하는 피드백이 필요 없이, 가스 고갈만으로도 설명될 수 있다는 것이다.

ABSTRACT

Using the deepest data yet obtained, we find no evidence preferring compaction-triggered quenching---where rapid increases in galaxy density truncate star formation---over a null hypothesis in which galaxies age at constant surface density ($Σ_e\equiv M_*/2πr_{e}^{2}$). Results from two fully empirical analyses and one quenching-free model calculation support this claim at all $z\leq3$: (1) Qualitatively, galaxies' mean $U-V$ colors at $6.5\lesssim\logΣ_e/{ m M_\odot}\,{ m kpc}^{-2}\lesssim10$ have reddened at rates/times correlated with $Σ_e$, implying that there is no density threshold at which galaxies turn red but that $Σ_e$ sets the pace of maturation; (2) Quantitatively, the abundance of $\log M_*/{ m M_\odot}\geq9.4$ red galaxies never exceeds that of the total population a quenching time earlier at any $Σ_e$, implying that galaxies need not transit from low to high densities before quenching; (3) Applying $d\log r_{e}/dt =1/2\,d\log M_*/dt$ to a suite of lognormal star formation histories reproduces the evolution of the size--mass relation at $\log M_*\geq10$. All results are consistent with evolutionary rates being set ab initio by global densities, with denser objects evolving faster than less-dense ones towards a terminal quiescence induced by gas depletion or other $\sim$Hubble-timescale phenomena. Unless stellar ages demand otherwise, observed $Σ_e$ thresholds need not bear any physical relation to quenching beyond this intrinsic density--formation epoch correlation, adding to Lilly & Carollo's arguments to that effect.

연구 동기 및 목표

• 별 형성 은하가 정지 상태에 이르기 전에 표면 밀도가 급격히 증가(압축)해야 하는지 테스트하기 위해.
• 관측된 고밀도와 정지 상태 사이의 상관관계가 압축을 유도하는 원인인지, 아니면 본질적인 진화 속도와의 상관관계인지 결정하기 위해.
• 은하의 별 형성 단계 동안 표면 밀도가 일정하다는 가정을 한 모델이 관측된 크기-질량 관계와 색깔-밀도 관계를 재현할 수 있는지 평가하기 위해.
• 고적색도에서 질량이 큰 빨간 은하의 빈도가 전후 압축이 필요하다는 것을 보여주는지, 아니면 형성 시간에 의한 진화로 설명될 수 있는지 평가하기 위해.
• 압축을 고려하지 않고도 모델과 관측 사이의 은하 크기 분포 불일치를 해결하기 위해.

제안 방법

• XDF, HLF, HFF, GLASS 조사에서 확보한 허블 우주망원경의 깊은 데이터를 분석하여 $ z \leq 3 $ 에서 은하의 별 질량, 효율 반경, U-V 색깔을 측정한다.
• U-V 색깔의 진화를 표면 별 질량 밀도 $ \Sigma_e \equiv M_\ast / (2\pi r_e^2) $ 에 따라 경험적으로 추적하며, 정지 상태와 별 형성 은하의 분류에 UVJ 기준을 사용한다.
• 관측된 질량이 큰 빨간 은하($ \log M_\ast \geq 9.4 $)의 빈도를 다양한 $ \Sigma_e $ 와 적색도에서 분석하여, 만약 정지 상태가 일정한 $ \Sigma_e $ 에서 약 1 Gyr 전에 발생했다면 예측된 빈도와 비교한다.
• 표면 밀도가 일정한 조건에서 크기-질량 진화를 시뮬레이션하기 위해 $ d\log r_e/dt = \frac{1}{2} d\log M_\ast/dt $ 를 만족하는 로그노멀 별 형성 역사 모델을 적용하며, $ \log M_\ast \geq 10 $ 에서 관측된 크기-질량 관계를 잘 재현한다.
• G13 모델의 경계 조건을 수정하여 $ z=0 $ 에서 정지 상태 은하의 $ r_{e,0} $ 를 0.2 dex 감소시켜 관측된 크기와의 일치를 향상시키며, 핵심적인 $ \Sigma_e $-보존 가정은 그대로 유지한다.
• 20회 반복된 부피 정규화와 $ \chi^2 $ 검정을 통해 적색도 구간 간의 모델-데이터 일치성을 통계적으로 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 별 형성 은하가 정지 상태에 이르기 위해 표면 별 질량 밀도 $ \Sigma_e $ 에 물리적 임계치가 존재하는가?
• RQ2 고밀도와 정지 상태 사이의 관측된 상관관계가 밀도가 일정한 상태에서 진화하며, 더 높은 밀도의 시스템이 더 이른 시기부터 형성되어 더 일찍 나이가 들어가는 것으로 설명될 수 있는가?
• RQ3 고적색도에서 질량이 큰 빨간 은하의 빈도가 일정한 $ \Sigma_e $ 에서 1 Gyr 전에 정지 상태가 발생했다면 예측된 빈도를 초과하는가? 이는 전정지 상태 압축이 필요하다는 것을 의미하는가?
• RQ4 표면 밀도가 일정한 성장과 로그노멀 SFR 역사를 가정한 모델이 $ \log M_\ast \geq 10 $ 의 거대 은하의 크기-질량 관계를 재현할 수 있는가?
• RQ5 고적색도 정지 상태 은하의 관측된 크기와 예측된 크기 사이의 불일치가 모델의 경계 조건 때문인지, 아니면 압축의 증거인가?

주요 결과

• 모든 $ \Sigma_e \gtrsim 10^{6.5} \, M_\odot \, \text{kpc}^{-2} $ 에서 은하가 U-V 색깔이 빨라지며 $ \Sigma_e $ 와 상관관계를 보이지만, 급격한 전이나 임계치의 증거는 없으며, 이는 밀도에 의해 유도되는 정지 상태가 아님을 시사한다.
• 관측된 $ \log M_\ast \geq 9.4 $ 의 빨간 은하 빈도는 일정한 $ \Sigma_e $ 에서 약 1 Gyr 전에 정지 상태가 발생했다면 예측된 빈도를 초과하지 않으며, 이는 전정지 상태 밀도 증가가 필요하지 않음을 의미한다.
• 표면 밀도가 일정하고 $ d\log r_e/dt = \frac{1}{2} d\log M_\ast/dt $ 를 만족하는 모델이 $ z \leq 3 $ 에서 $ \log M_\ast \geq 10 $ 은하의 관측된 크기-질량 관계를 합리적인 $ \chi^2 $ 값으로 재현한다.
• $ z \sim 1.2 $–3 에서 모델은 가장 높은 밀도의 약 5%의 은하를 약 3배 정도 낮게 예측하지만, 이는 강한 통계적 의미는 없으며 경계 조건 조정으로 해결될 수 있다.
• G13 모델에 단순한 수정을 가했을 때—$ z=0 $ 에서 정지 상태 은하의 $ r_{e,0} $ 를 0.2 dex 감소시킴—$ \log M_\ast \sim 10.7 $ 은하의 크기 불일치 문제가 $ z < 3 $ 에서 사라지며, 이는 압축이 필요하지 않다는 것을 시사한다.
• 결과는 정지 상태가 허블 시간 스케일의 과정, 예를 들어 가스 고갈에 의해 유도된다는 데 일치하며, 더 높은 밀도의 은하가 더 일찍 정지 상태에 이르는 것은 압축 때문이 아니라 더 이른 형성 시점 때문임을 시사한다.