[논문 리뷰] Simulator of Galaxy Millimeter/Submillimeter Emission (SIGAME): The [CII]-SFR Relationship of Massive z=2 Main Sequence Galaxies

Karen P. Olsen, T. R. Greve외 4명|arXiv (Cornell University)|2015. 07. 01.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 다중상태 은하간매질(ISM)을 미세구조 물리 모델을 사용해 해상하는 SÍGAME라는 천체역학 시뮬레이션 프레임워크를 제시한다. 이는 질량이 크고 적색이동 z=2인 메인 시퀀스 은하에서 [C II] 157.7 μm 복사 에너지를 모델링한다. 결과적으로 [C II] 복사 에너지는 고별생산률(SFR > 20 M⊙ yr⁻¹)에서는 주로 분자기체에 의해 결정되며, 낮은 SFR에서는 원자기체/PDR 기체에 의해 지배된다. 또한 시뮬레이션된 [C II]-SFR 관계는 다양한 적색이동에서 관측된 관계와 일치한다.

ABSTRACT

We present SÍGAME simulations of the [CII]157.7$μ$ fine structure line emission from cosmological smoothed particle hydrodynamics (SPH) simulations of seven main sequence galaxies at z=2. Using sub-grid physics prescriptions the gas in our simulations is modeled as a multi-phased interstellar medium (ISM) comprised of molecular gas residing in giant molecular clouds, an atomic gas phase associated with photo-dissociation regions (PDRs) at the cloud surfaces, and a diffuse, ionized gas phase. Adopting logotropic cloud density profiles and accounting for heating by the local FUV radiation field and cosmic rays by scaling both with local star formation rate (SFR) volume density, we calculate the [CII] emission using a photon escape probability formalism. The [CII] emission peaks in the central $\lesssim$1 kpc of our galaxies as do the SFR radial profiles, with most [CII] ($\gtrsim$70%) originating in the molecular gas phase, whereas further out ($\gtrsim$2 kpc), the atomic/PDR gas dominates ($\gtrsim$90%) the [CII] emission, no longer tracing on-going star formation. Throughout, the ionized gas contribution is negligible ($\lesssim$3%). The [CII] luminosity vs. SFR ([CII]-SFR) relationship, integrated as well as spatially resolved (on scales of 1 kpc), delineated by our simulated galaxies is in good agreement with the corresponding relations observed locally and at high redshifts. In our simulations, the molecular gas dominates the [CII] budget at SFR$\gtrsim$20 M$_{\odot}$yr$^{-1}$ (SFR density $\gtrsim$0.5 M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$), while atomic/PDR gas takes over at lower SFRs, suggesting a picture in which [CII] predominantly traces the molecular gas in high-density/pressure regions where star formation is on-going, and otherwise reveals the atomic/PDR gas phase.

연구 동기 및 목표

• 질량이 크고 고적색이동인 메인 시퀀스 은하에서 [C II] 복사 에너지의 기원을 이해하기 위해.
• 다양한 SFR에서 [C II] 복사 에너지를 지배하는 ISM 상황(분자기체, 원자기체/PDR, 이온화기체)을 규명하기 위해.
• 관측된 [C II]-SFR 관계가 물리적으로 타당한 ISM 모델에 의해 재현될 수 있는지 테스트하기 위해.
• 시뮬레이션된 고적색이동 은하에서 1 kpc 척도로 공간적으로 해상된 [C II]-SFR 관계를 해결하기 위해.
• 다중상태 ISM의 구조와 국소적 가열(FUV, 우주선)이 [C II] 빛의 강도에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 다중상태 ISM를 위한 미세구조 모델을 사용한 스무딩 입자 유체역학(SPH)을 통해 z=2 메인 시퀀스 은하 7개를 시뮬레이션한다.
• ISM를 세 상황으로 모델링한다: 거대 클라우드 내 분자기체, 클라우드 표면의 PDR에서의 원자기체, 그리고 흩어진 이온화기체.
• 로고트로픽 클라우드 밀도 프로파일을 적용하고, 국소적 SFR 부피 밀도에 따라 FUV 및 우주선에 의한 가열을 스케일링한다.
• 복사 전달 효과를 고려하기 위해 광자 탈출 확률 형식을 사용해 [C II] 복사 에너지를 계산한다.
• 1 kpc 공간 척도에서 [C II] 복사 에너지를 해상하고 표면 밀도 관계(Σ[CII]-ΣSFR)를 계산한다.
• 시뮬레이션된 통합 및 해상된 [C II]-SFR 관계를 국지 및 고적색이동 관측 결과와 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 질량이 크고 z=2인 은하에서 [C II] 복사 에너지의 몇 퍼센트가 분자기체에서 기인하는가? 그리고 나머지 부분은 PDR/원자기체에서 기인하는가?
• RQ2 고적색이동 은하에서 SFR 표면 밀도에 따라 [C II]-SFR 관계는 어떻게 변화하는가?
• RQ3 이 시뮬레이션된 은하에서 이온화기체는 [C II] 복사 에너지에 얼마나 기여하는가?
• RQ4 시뮬레이션된 [C II]-SFR 관계는 저적색이동 및 고적색이동 모두에서 관측된 관계와 일치하는가?
• RQ5 SFR가 감소함에 따라 [C II]에 기여하는 주요 ISM 상황은 어떻게 변화하는가?

주요 결과

• SFR가 가장 높은 중심 1 kpc 영역에서 [C II] 복사 에너지의 70% 이상이 분자기체 상황에서 기인한다.
• 2 kpc 이상의 반경에서는 원자기체/PDR 기체 상황이 [C II] 복사 에너지의 대부분(90% 이상)을 차지한다.
• 이온화기체는 ISM에서 질량 기준으로 주요 성분임에도 불구하고, 총 [C II] 복사 에너지의 3% 미만을 기여한다.
• 시뮬레이션된 통합 [C II]-SFR 관계는 저적색이동 및 고적색이동 모두에서 기울기와 정규화 값에서 관측된 관계와 일치한다.
• 해상된 Σ[CII]-ΣSFR 관계는 ΣSFR 범위가 10⁻⁵에서 10 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²까지 6개 온도수준에 걸쳐 확장되며, 중간 SFR 밀도(0.001–1 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²)에서 양호한 일치를 보인다.
• 고SFR에서 [C II] 빛의 강도는 분자기체 질량에 가장 강하게 비례함을 확인하여, [C II]가 고압 밀도 영역의 별생산 연료를 주로 추적함을 시사한다.