[논문 리뷰] On the Origin and Evolution of the Galaxy Stellar Mass Function

Daniel D. Kelson, Andrew Benson외 1명|arXiv (Cornell University)|2016. 10. 20.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 12인용 수 8

한 줄 요약

이 논문은 뉴턴역학과 평균 항성 형성 효율을 사용하여 은하 항성 질량 함수의 초기 진화를 설명하기 위해 정적 확률과정 프레임워크를 제안한다. 분석적으로 특징적인 항성 질량, 저질량 기울기(α ≈ −7/5), 정규화 및 적성도 진화(z ≈ 12.5에서 z ≈ 2로), 고밀도 영역에서의 빠른 성장은 비편재성의 가속도에 의해 유도되며, 명시적 피드백이나 질량에 의존하는 효율성을 요구하지 않는다.

ABSTRACT

Here we explore the evolution of galaxy ensembles at early times by writing the in situ stellar mass growth of galaxies purely as a stationary stochastic (e.g., quasi-steady state) process. By combining the mathematics of such processes with Newtonian gravity and a mean local star formation efficiency, we show that the stellar mass evolution of galaxy ensembles is directly related to the average acceleration of baryons onto dark matter halos at the onset of star formation, with explicit dependencies on initial local matter densities and halo mass. The density term specifically implies more rapid average rates of growth in higher density regions of the universe compared to low density regions, i.e., assembly bias. With this framework, using standard cosmological parameters, a mean star formation efficiency derived by other authors, and knowledge of the shape of the cosmological matter power spectrum at small scales, we analytically derive (1) the characteristic stellar masses of galaxies (M*), (2) the power-law low-mass slope (alpha) and normalization (phi*) of the stellar mass function, and (3) the evolution of the stellar mass function in time over 12.5 > z > 2. Correspondingly, the rise in the cosmic star formation rate density over these epochs, while the universe can sustain unabated fueling of star formation, also emerges naturally. All of our findings are consistent with the deepest available data, including the expectation of alpha~-7/5; i.e., a stellar mass function low-mass slope that is notably shallower than that of the halo mass function, and with no systematic deviations from a mean star formation efficiency with density or mass, nor any explicit, additional feedback mechanisms. These derivations yield a compelling richness and complexity but also show that very few astrophysical details are required to understand the evolution of cosmic ensemble of galaxies at early times.

연구 동기 및 목표

• 복잡한 시뮬레이션이나 임의의 피드백 모델에 의존하지 않는 물리적으로 타당한 분석적 프레임워크를 개발하여 은하 항성 질량 함수의 진화를 설명하는 것.
• 느린 평균화된 집단 진화와 개별 은하 성장 역사를 뒷받침하는 동적 특성 사이의 괴리 문제를 해결하는 것.
• 우주론적 파rameter와 물질 스펙트럼을 사용하여 처음부터 항성 질량 함수의 형태와 진화를 유도하는 것.
• 현지에서의 항성 질량 성장에 대한 정적 확률과정이 관측된 특징들—예를 들어 얕은 저질량 기울기(α ≈ −7/5)와 우주적 항성 형성률 밀도 상승—을 재현할 수 있는지 테스트하는 것.
• 초기 간섭성 물질의 가속도에 의해 유도되는 집합 편향이 우주 밀도장 전역에서 은하 집단의 차별적 성장률을 자연스럽게 설명할 수 있는지 보여주는 것.

제안 방법

• 시간에 걸쳐 준정적 상태의 항성 형성 가정하에 은하 항성 질량 성장을 정적 확률과정으로 모델링하는 것.
• z ≈ 10–15에서 뉴턴역학을 적용하여 어두운 물질 허브에 대한 평균 비편재성 가속도를 계산하고, 이를 항성 질량 성장률과 연결하는 것.
• 외부 연구에서 유도된 평균 국소 항성 형성 효율을 도입하며, 이를 밀도 및 질량 척도 전역에서 일정하다고 가정하는 것.
• 소규모 스케일에서의 우주론적 물질 파wer 스펙트럼의 형태를 이용하여 초기 비편재성 수용률 분포를 정보화하는 것.
• 확률과정에 대한 포크너-플랭크 유사 방정식을 해석적으로 풀어 항성 질량 함수의 M*, α, φ*, 및 그 적성도 진화를 도출하는 것.
• 피드백 또는 효율성 파rameter를 조정하지 않고도 깊은 관측 데이터—저질량 기울기 및 우주적 항성 형성률 밀도 진화—와의 일치를 검증하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z ≈ 12.5에서 z ≈ 2로의 은하 항성 질량 함수 진화가 명시적 피드백 메커니즘이나 질량에 의존하는 항성 형성 효율성을 요구하지 않고 설명될 수 있는가?
• RQ2 관측된 얕은 저질량 기울기(α ≈ −7/5)가 고밀도 영역에서 비편재성 가속도에 의해 유도되는 확률적 성장 과정에서 자연스럽게 유도되는가?
• RQ3 비편재성 수용률의 차이에 의해 발생하는 집합 편향이 우주 밀도장 전역에서 은하 집단의 차별적 성장률을 어느 정도 설명할 수 있는가?
• RQ4 초기 우주 시간 동안의 우주적 항성 형성률 밀도 상승이 이 확률적 프레임워크 내에서 지속적인 비편재성 공급의 자연스러운 결과로 재현될 수 있는가?
• RQ5 시간에 따라 형태가 일정한 것으로 관측되는 항성 질량 함수가 정적 확률과정과 일치하는가, 아니면 비정적 또는 국소적이지 않은 물리학이 필요한가?

주요 결과

• 모델은 우주론적 파rameter와 물질 파워 스펙트럼을 사용하여 항성 질량 함수의 특징적인 항성 질량(M*)을 분석적으로 도출한다.
• 항성 질량 함수의 저질량 기울기는 α ≈ −7/5로 예측되며, 깊은 관측 데이터와 일치하며 허브 질량 함수 기울이와 크게 다름.
• 12.5 ≥ z ≳ 2 범위에서 항성 질량 함수의 정규화(φ*) 및 진화는 추가의 자유 파rameter나 피드백 조건을 도입하지 않고 재현된다.
• 동일한 적성도 범위에서의 우주적 항성 형성률 밀도 상승은 이 확률적 성장 모델 내에서 지속적인 공급에 의해 자연스럽게 유도된다.
• 이 프레임워크는 고밀도 영역에서 초기 비편재성 가속도가 더 높아 평균 항성 질량 성장이 더 빠르게 일어나며, 이는 집합 편향의 물리적 기원을 제공한다.
• 모델은 평균 항성 형성 효율과 뉴턴역학 외에 추가적인 천체물리학 입력을 최소화하면서도, 형태와 진화를 포함한 항성 질량 함수의 모든 핵심 특징에서 깊은 관측 데이터와 일치한다.