[논문 리뷰] On the origin of star formation quenching in massive galaxies at $z \gtrsim 3$ in the cosmological simulations IllustrisTNG

Shalini Kurinchi-Vendhan, Marion Farcy외 2명|arXiv (Cornell University)|2023. 10. 04.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 $z \gtrsim 3$에서 질량이 큰 은하에서 초기 성간 형성 억제를 이끄는 주요 원인으로 활성 은하핵(AGN) 피드백—특히 운동 에너지 방출 방식의 제트 모드 피드백—을 규명한다. 억제된 은하는 블랙홀 성장 속도가 더 빠르기 때문에 더 이르고 강력한 AGN 피드백을 경험하며, 이는 냉각 기체 유입을 억제하고 낮은 기체 분율을 유지함으로써 정적 상태를 유지한다.

ABSTRACT

Using the cosmological simulations IllustrisTNG, we perform a comprehensive analysis of quiescent, massive galaxies at $z \gtrsim 3$. The goal is to understand what suppresses their star formation so early in cosmic time, and how other similar mass galaxies remain highly star-forming. As a first-order result, the simulations are able to produce massive, quiescent galaxies in this high-redshift regime. We find that active galactic nuclei (AGN) feedback is the primary cause of halting star formation in early, massive galaxies. Not only do the central, supermassive black holes (SMBHs) of the quenched galaxies have earlier seed times, but they also grow faster than in star-forming galaxies. As a result, the quenched galaxies are exposed to AGN feedback for longer, and experience the kinetic, jet-mode of the AGN feedback earlier than the star-forming galaxies. The release of kinetic energy reduces inflows of gas while likely maintaining outflows, which keeps a low cold gas fraction and decreases the star formation of the galaxies down to a state of quiescence. In addition to AGN feedback, we also investigate the influence of the large-scale environment. While mergers do not play a significant role in the quenching process, the quenched galaxies tend to reside in more massive halos and denser regions during their evolution. As this provides a greater initial amount of infalling gas to the galaxies, the large-scale environment can mildly affect the fate of the central SMBH growth and, via AGN feedback, contribute to star formation quenching.

연구 동기 및 목표

• 고적색도 $z \gtrsim 3$에서 관측 결과로 드러나는 놀라운 초기 정적 상태의 원인을 설명하는 물리적 메커니즘을 이해하는 것.
• 초기 억제의 주요 원인이 내재된 과정(예: AGN 피드백)인지, 외부 요인(예: 대규모 환경 또는 병합)인지를 규명하는 것.
• 블랙홀 성장과 피드백 모드가 정적 상태를 유도하는 데 미치는 역할을 분석하고, 별의 피드백 및 우주론적 기아와 비교하는 것.
• 고적색도에서 질량이 큰 은하의 억제 경로를 형성하는 데 있어 병합 사건과 환경 밀도의 상대적 기여도를 평가하는 것.
• 시뮬레이션에서 AGN 피드백의 시기와 효율성 모델링이 초기 우주에서 정적 은하의 출현에 미치는 영향을 평가하는 것.

제안 방법

• 이л루스트리스TNG 우주론적 시뮬레이션 세트(TNG100-1 및 TNG300-1)를 활용하여 $z = 3$와 $z = 3.7$에서 질량이 큰 정적 및 성간 형성 은하의 샘플을 추출하였다.
• 정적 은하와 성간 형성 은하의 초구상 블랙홀에 대한 질량 축적력사와 피드백 출력을 추적하였으며, 특히 복사 효율이 낮은 조건에서의 운동 에너지 방출, 제트 모드 AGN 피드백에 집중하였다.
• 정적 은하와 성간 형성 은하 간의 블랙홀 시드 타이밍, 질량 축적률, 에너지 출력을 비교하여 AGN 피드백의 시기와 강도를 평가하였다.
• 주변 환경 기여도 평가를 위해 주변 헬로 질량과 대규모 환경 밀도(암흑 물질 헬로 특성 및 우주 필라멘트 근처 위치를 통한)를 분석하였다.
• 통계적 비교와 은하 및 블랙홀 진화의 시계열 분석을 통해 AGN 피드백과 억제 간의 인과 관계를 규명하였다.
• 병합의 역할을 평가하기 위해 상호작용 역사를 추적하고 동역학적 상호작용을 분석하였으며, $z \gtrsim 3$에서 병합의 영향은 미미한 것으로 나타났다.

Figure 1: Fraction of quiescent galaxies (top row) and specific star-formation rate (bottom row) versus stellar mass for the TNG100-1 $z=3.7$ (left), TNG100-1 $z=3.0$ (middle), and TNG300-1 (right) samples. In each panel, we compare the quiescent (red shade, triangles) and star-forming (blue shade,

실험 결과

연구 질문

• RQ1 이л루스트리스TNG 시뮬레이션에서 질량이 큰 은하의 성간 형성 억제를 주도하는 주요 물리적 메커니즘은 무엇인가요?
• RQ2 고적색도에서 정적 은하와 성간 형성 은하 간의 AGN 피드백 시기와 강도는 어떻게 다릅니까?
• RQ3 주변 헬로 질량과 밀도 등 대규모 환경 조건이 초기 블랙홀 성장과 그에 따른 억제에 어느 정도 기여합니까?
• RQ4 고적색도에서 질량이 큰 은하의 억제를 이끄는 데 병합 사건이 중요한 역할을 하는가, 아니면 미미한 역할을 하는가?
• RQ5 시뮬레이션에서 운동 에너지 방출, 제트 모드 AGN 피드백가 초기 우주에서 정적 은하의 출현에 어떻게 영향을 미치는가?

주요 결과

• AGN 피드백, 특히 복사 효율이 낮은 조건에서의 운동 에너지 방출, 제트 모드 피드백이 $z \gtrsim 3$에서 질량이 큰 은하의 성간 형성 억제를 주도하는 주요 메커니즘이다.
• 정적 은하는 성간 형성 은하보다 더 이른 타이밍에 블랙홀 시드를 형성하고 더 높은 질량 축적률을 보이며, 이는 더 오랜 기간 동안 강력한 AGN 피드백에 노출되는 결과를 낳는다.
• 억제의 시작은 블랙홀 질량와 질량 축적률이 임계 임계값을 초과할 때 운동 에너지 방출 AGN 피드백이 유도되며, 이는 냉각 기체의 유입을 억제하고 낮은 기체 분율을 유지함으로써 정적 상태를 유지한다.
• 더 무거우며 밀도가 높은 주변 헬로에 있는 은하는 기체와 암흑 물질를 더 빠르게 축적하여 블랙홀 성장을 가속화하고, 이에 따라 AGN 피드백의 조기에 활성화되어 억제에 기여한다.
• 병합 사건은 $z \gtrsim 3$에서 정적 은하와 성간 형성 은하를 구분하는 데 있어 중요한 역할를 하지 않으며, 억제는 상호작용 역사와 독립적으로 발생한다.
• 현재 이л루스트리스TNG 모델에서는 $z > 3$에서 질량이 큰 정적 은하의 수밀도가 과소평가되고 있으며, 이는 관측치와 더 잘 일치시키기 위해 AGN 피드백 모델—특히 복사 효율이 높은 조건에서의 모델—의 개선이 필요할 수 있음을 시사한다.

Figure 2: Relative frequency of galaxies with respect to the critical redshift of BH mass growth. We define the “critical time of BH mass growth” as the time when the galaxy’s central BH mass exceeds $M_{\mathrm{BH}}\geq 10^{6.5}\>\mathrm{M}_{\odot}$ . We show separate histograms for the TNG100-1 $z