[논문 리뷰] On the stellar and baryonic mass fractions of central blue and red galaxies

Aldo Rodríguez-Puebla, V. Ávila-Reese외 2명|Redalyc (Universidad Autónoma del Estado de México)|2011. 03. 21.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 1인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 SDSS 자료를 이용해 중심 청록색 및 빨간색 은하에 대해 별질량-은하형성질량 관계와 복합질량-은하형성질량 관계를 별도로 유도하기 위해 풍부도 매칭 기법을 사용한다. 높은 은하형성질량에서 빨간색 은하는 청록색 은하보다 더 높은 별질량 및 복합질량 분율을 가지며, 피크 효율성은 $ M_{\rm h} \approx 10^{12} \, M_\odot $ 에서 발생한다. 또한 은하 유형 간에 $ f_{\rm s} $ 와 $ f_{\rm b} $ 에서의 질량 의존성이 뚜렷하게 드러난다.

ABSTRACT

By means of the abundance matching technique, we infer the local stellar and baryonic mass-halo mass (Ms-Mh and Mb-Mh) relation for central blue and red galaxies separately in the mass range Ms~10^8.5-10^12.0 Msun. The observational inputs are the SDSS central blue and red Galaxy Stellar Mass Functions reported in Yang et al. 2009, and the measured local gas mass-Ms relations for blue and red galaxies. For the Halo Mass Function associated to central blue galaxies, the distinct LCDM one is used and set up to exclude: (i) the observed group/cluster mass function (blue galaxies are rare as centers of groups/clusters), and (ii) halos with a central major merger at resdshifts z<0.8 (dry late major mergers destroy the disks of blue galaxies). For red galaxies, we take the complement of this function to the total. The obtained mean Ms-Mh and Mb-Mh relations of central blue and red galaxies do not differ significantly from the respective relations for all central galaxies. For Mh>10^11.5 Msun, the Ms's of red galaxies tend to be higher than those of blue ones for a given Mh, the difference not being larger than 1.7. For Mh<10^11.5 Msun, this trend is inverted. For blue (red) galaxies: (a) the maximum value of fs=Ms/Mh is 0.021^{+0.016}_{-0.009} (0.034{+0.026}_{-0.015}) and it is attained atlog(Mh/Msun)~12.0 (log(Mh/Msun)~11.9); (b) fs\propto Mh (fs\propto Mh^3) at the low-mass end while at the high-mass end, fs\propto Mh^-0.4 (fs\propto Mh^-0.6). The baryon mass fractions, fb=Mb/Mh, of blue and red galaxies reach maximum values of fb=0.028^{+0.018}_{-0.011} and fb=0.034^{+0.025}_{-0.014}, respectively. For Mh<10^11.3 Msun, a much steeper dependence of fb on Mh is obtained for the red galaxies than for the blue ones. We discuss on the differences found in the fs-Mh and fb-Mh relations between blue and red galaxies in the light of of semi-empirical galaxy models.

연구 동기 및 목표

• 관측 제약 조건을 이용해 중심 청록색 및 빨간색 은하에 대해 별질량-은하형성질량 관계와 복합질량-은하형성질량 관계를 별도로 유도하기 위해.
• 은하 색상(청록색 대비 빨간색)이 다크 물질 은하형성질량 내에서 별 및 복합질량 형성의 효율성에 어떻게 영향을 미치는지 조사하기 위해.
• 청록색 및 빨간색 중심 은하 간에 구분하여 은하형성질량에 따른 별질량 및 복합질량 분율의 의존성을 검토하기 위해.
• 은하 유형과 은하형성질량이 $ M_{\rm s} $–$ M_{\rm h} $ 관계의 내재 산란에 어떤 영향을 미치는지 평가하기 위해.
• 반경험적 결과를 약한 렌즈 및 위성 운동론적 측정과 비교하여 체계적 불확실성을 다루기 위해.

제안 방법

• 관측된 중심 청록색 및 빨간색 은하의 별질량 함수를 다크 물질 은하형성질량 함수와 연결하기 위해 풍부도 매칭 기법을 적용한다.
• SDSS 중심 청록색 및 빨간색 은하의 별질량 함수와 측정된 가스질량-별질량 관계를 관측 입력 자료로 사용한다.
• 다른 은하형성질량 함수를 적용: 청록색 은하의 경우 군/은하단 은하형성질량과 주요 병합 주체를 제외한 하나와, 빨간색 은하의 보완적인 하나.
• $ \Lambda $CDM 은하형성질량 함수를 기준으로 하되, 중심 은하 집단을 분리하기 위해 수정을 가한다.
• 청록색 및 빨간색 은하에 대해 각각 $ f_{\rm s} = M_{\rm s}/M_{\rm h} $ 와 $ f_{\rm b} = M_{\rm b}/M_{\rm h} $ 관계를 유도한다.
• $ f_{\rm s} $ 와 $ f_{\rm b} $ 가 $ M_{\rm h} $ 에 따라 어떻게 의존하는지 정량화하며, 저질량 및 고질량 영역에서의 멱법칙 행동을 포함한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 중심 청록색 및 빨간색 은하 간에 별질량-은하형성질량 관계는 어떻게 다를까?
• RQ2 청록색 및 빨간색 중심 은하에 대해 은하형성질량에 따른 별질량 및 복합질량 분율은 어떻게 의존하는가?
• RQ3 $ M_{\rm s} $–$ M_{\rm h} $ 관계의 내재 산란은 은하 색상과 은하형성질량에 따라 어떻게 변하는가?
• RQ4 반경험적 결과로 도출된 $ f_{\rm s} $ 와 $ f_{\rm b} $ 는 약한 렌즈 및 위성 운동론적 측정과 얼마나 일치하는가?
• RQ5 관측된 청록색 및 빨간색 은하 간 질량 분율 효율성의 차이를 설명하는 물리적 과정은 무엇인가?

주요 결과

• $ M_{\rm h} > 10^{11.5} \, M_\odot $ 에서 빨간색 은하는 청록색 은하보다 더 높은 별질량 분율을 가지며, $ f_{\rm s} $ 에서 최대 1.7의 차이를 보인다.
• 청록색 은하의 최대 별질량 분율은 $ \log(M_{\rm h}/M_\odot) = 12.0 $ 에서 $ f_{\rm s} = 0.021^{+0.016}_{-0.009} $ 이며, 빨간색 은하의 경우 $ \log(M_{\rm h}/M_\odot) = 11.9 $ 에서 $ 0.034^{+0.026}_{-0.015} $ 로 나타난다.
• 청록색 은하의 경우 저질량에서 $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h} $ 이고 고질량에서 $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^{-0.4} $ 이며, 빨간색 은하의 경우 저질량에서 $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^3 $ 이고 고질량에서 $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^{-0.6} $ 이다.
• 최대 복합질량 분율은 청록색 은하에서 $ f_{\rm b} = 0.028^{+0.018}_{-0.011} $ 이고 빨간색 은하에서 $ 0.034^{+0.025}_{-0.014} $ 로 나타나며, 모두 $ M_{\rm h} \approx 10^{12} \, M_\odot $ 근처에서 피크를 이룬다.
• $ M_{\rm h} < 10^{11.3} \, M_\odot $ 에서 빨간색 은하의 $ f_{\rm b} $ 는 $ \propto M_{\rm h}^{2.9} $ 로 감소하고, 청록색 은하의 경우 $ \propto M_{\rm h}^{0.7} $ 로 더 느리게 감소한다.
• $ M_{\rm h} \gtrsim 5 \times 10^{12} \, M_\odot $ 에서 청록색 은하가 빨간색 은하보다 略적으로 더 높은 $ f_{\rm b} $ 를 가지며, 청록색 은하의 경우 $ f_{\rm b} \propto M_{\rm h}^{-0.5} $ 이고 빨간색 은하의 경우 $ \propto M_{\rm h}^{-0.6} $ 이다.