[논문 리뷰] Physics of star formation history and the luminosity function of galaxies therefrom

M. Fukugita, Masahiro Kawasaki|arXiv (Cornell University)|2021. 11. 02.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 51인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 ΛCDM 내에서 중력 수축, 제인스 질량 조건, 냉각 과정을 통합함으로써 항성 형성 역사, 재이온화 시기, 현재의 은하 빛나는 정도 함수를 재현하는 단순한 반분석 모델을 제안한다. 이 모델은 항성 형성 효율이 헬로 질량 ≈10¹² M⊙에서 최고에 이르며, 이로 인해 z ≈ 7.5에서 날카로운 재이온화가 발생하고, SDSS 관측 결과와 일치하는 빛나는 정도 함수를 제공한다. 이때 Ωstar = 0.004로 관측된 0.0044와 유사하다.

ABSTRACT

We show that the star formation history, the reionization history and the present luminosity function of galaxies are reproduced in a simple gravitational collapse model within the $\Lambda$CDM regime to almost a quantitative accuracy, when the physical conditions, the Jeans criterion and the cooling process, are taken into account. Taking a reasonable set of the model parameters, the reionisation takes place sharply at around redshift $1+z\simeq 7.5$, and the resulting luminosity function turns off at $L\simeq 10^{10.7}L_\odot$, showing the consistency between the star formation history and the reionisation of the Universe. The model gives the total amount of stars $\Omega_\mathrm{star}=0.004$ in units of the critical density compared to the observation $0.0044$ with the recycling factor $1.6$ included. In order to account for the observed star formation rate and the present luminosity function, the star formation efficiency is not halo mass independent but becomes maximum at the halo mass $\simeq 10^{12}M_\odot$ and is suppressed for both smaller and larger mass haloes.

연구 동기 및 목표

• ΛCDM 프레임워크 내에서 최소한의 물리적 모델을 사용해 관측된 항성 형성 역사와 빛나는 정도 함수를 재현하기.
• 재이온화 역사는 물론 은하 형성 과정이 중력 수축, 제인스 조건, 냉각 과정에 의해 일관되게 설명될 수 있는지 조사하기.
• 항성 형성률 밀도와 현재의 빛나는 정도 함수를 동시에 일치시키기 위해 필요한 헬로 질량 의존성 항성 형성 효율을 규명하기.
• 모델이 총 항성 질량 밀도와 재이온화 적색편이에 대한 관측 제약 조건과 일관된지 테스트하기.

제안 방법

• 프레스-셰처터 형식과 셰스-톰엔 할로 질량 함수를 사용해 어둠센 물질 할로의 공액 밀도를 계산한다.
• 바리온 수축을 위한 최소 할로 질량을 결정하기 위해 제인스 질량 조건을 적용하며, 우주 온도와 전자 온도를 고려한다.
• 원자 냉각 조건(Tvir > 10⁴ K)을 적용하여 항성 형성이 가능한 할로를 식별하며, 임계 질량 한계 Mac ≈ 2.1×10⁹ M⊙로 설정한다.
• 할로 질량에 따라 달라지는 항성 형성 효율 f_eff(M)을 도입하며, 이는 M* ≈ 10¹² M⊙에서 최고에 이르고 낮거나 높은 질량에서 억제된다.
• 주계열 및 적색 거대형 항성의 빛나는 정도-질량 관계를 사용해 항성 형성 역사로부터 빛나는 정도 함수를 계산한다.
• 모델 매개변수(αL, αH, M*, Fb, f_esc, τc, (dF/dt)c)를 조정하여 Ωstar, 재이온화 적색편이, SDSS 빛나는 정도 함수에 대한 관측 제약 조건을 만족시킨다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 물리적 냉각과 제인스 조건을 포함한 단순한 중력 수축 모델이 관측된 항성 형성 역사와 재이온화 시기를 재현할 수 있는가?
• RQ2 관측된 항성 형성률 밀도와 현재의 빛나는 정도 함수를 동시에 일치시키기 위해 필요한 할로 질량 의존성 항성 형성 효율은 무엇인가?
• RQ3 이 모델에서 재이온화는 어느 적색편이에서 발생하며, 전이 과정은 얼마나 날카로운가?
• RQ4 모델에서 도출된 총 항성 질량 밀도 Ωstar는 재순환 효과를 포함할 경우 관측된 값과 얼마나 일치하는가?
• RQ5 다른 적색편이에서 형성된 은하들(z < 5, z < 3, z < 1)이 현재의 빛나는 정도 함수에 기여하는 정도는 어떠한가?

주요 결과

• 모델은 관측 결과와 일치하는 바, 재이온화 시기를 1 + z ≈ 7.5에서 날카롭게 재현한다.
• 총 항성 질량 밀도는 Ωstar = 0.004로 추정되며, 재순환 인자 1.6를 포함할 경우 관측된 0.0044와 양호한 일치를 보인다.
• 항성 형성 효율은 할로 질량 M* ≈ 10¹² M⊙에서 최고에 이르며, 낮거나 높은 질량에서 억제되어 빛나는 정도 함수의 전환점이 설명된다.
• 모델에서 도출된 현재의 빛나는 정도 함수(그림 6의 검은 선)는 정규화 및 특징적인 전환 빛나는 정도 L ≈ 10¹⁰.⁷ L⊙를 포함해 SDSS 관측 결과와 광범위하게 일치한다.
• 모델은 z = 5에서 z = 1 사이에 형성된 은하가 현재의 빛나는 정도 함수의 대부분을 차지하며, 저빛나는 은하(L ≲ 10⁹ L⊙)의 상당 부분이 5 > z > 3 기간에 형성됨을 보여준다.
• 항성 형성 효율이 일정하거나 단일 피크일 경우 불일치가 발생한다: αL = 0으로 설정하면 저빛나는 은하가 과다 생성되며, αH = 0으로 설정하면 고빛나는 은하가 과다 생성된다. 이는 M* ≈ 10¹² M⊙에서 효율의 피크가 반드시 필요함을 확인한다.