[논문 리뷰] Stochastic star formation and the abundance of $z>10$ UV-bright galaxies

Andrey V. Kravtsov, Vasily Belokurov|arXiv (Cornell University)|2024. 05. 07.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 14

한 줄 요약

저자들은 제어된 SFR 확률적 변동성을 갖는 레귤레이터형 은하 형성 모델을 사용해 z~5에서 16까지의 UV 광도 함수(LFs) 재현, SFR 변동은 적어도 z>10 관측과 일치하려면 붕괴 증가해야 하며, z=16에서 σ_{MUV} ≈ 2까지 가능.

ABSTRACT

We use a well-motivated galaxy formation framework to predict stellar masses, star formation rates (SFR), and ultraviolet (UV) luminosities of galaxy populations at redshifts $z\in 5-16$, taking into account stochasticity of SFR in a controlled manner. We demonstrate that the model can match observational estimates of UV luminosity functions (LFs) at $51$ indicating that SFR stochasticity cannot be higher. We discuss several testable consequences of the increased SFR stochasticity at $z>10$. The increase of SFR stochasticity with increasing $z$, for example, prevents steepening of UV LF and even results in some flattening of UV LF at $z\gtrsim 13$. The median stellar ages of model galaxies at $z\approx 11-16$ are predicted to decrease from $\approx 20-30$ Myr for $M_{ m UV}\gtrsim -21$ galaxies to $\approx 5-10$ Myr for brighter ones. Likewise, the scatter in median stellar age is predicted to decrease with increasing luminosity. The scatter in the ratio of star formation rates averaged over 10 and 100 Myr should increase with redshift. Fluctuations of ionizing flux should increase at $z>10$ resulting in the increasing scatter in the line fluxes and their ratios for the lines sensitive to ionization parameter.

연구 동기 및 목표

• bursty하고 확률적인 SFR이 z>10에서 관측된 UV-밝은 은하의 풍부함을 설명할 수 있는지 동기를 부여하고 평가한다.
• GRUMPY 레귤레이터형 은하 형성 프레임워크를 사용해 z=5–16 전반에 걸쳐 별질 질량, SFR, 및 UV 광도성을 생성한다.
• UV 광도 함수에 맞추기 위해 필요한 SFR 확률변동성 σΔ의 적색편에 따른 진화를 정량화한다.

제안 방법

• Tinker et al. (2008)의 헤일로 질량 함수에 따라 계열을 구성해 최대 2000 h−1 Mpc 부피에서 헤일로의 수를 대표한다.
• 가스, 별, 금속성, 및 흐름을 포함하는 GRUMPY 레귤레이터형 모델을 사용해 헤일로를 은하로 채운다.
• 시계열 간의 상관된 가우시안 프로세스와 전력 스펙트럼 밀도 PSD(f) = σΔ^2 / [1 + (τbreak f)^α]를 도입해 제어된 SFR 확률성을 부여하되 α=2, τbreak=100 Myr로 고정한다.
• dust와 성운 방출을 제외한 FSPS v3.0의 별집합 합성으로 1500 Å에서의 UV 광도(L1500)와 MUV를 얻는다.
• τsf(고갈 시간)과 σΔ를 달리하는 모델 변종을 탐색해 UV 광도 함수에 미치는 영향을 평가하고 z≈5–16 데이터와의 일관성을 확인한다.

Figure 1: Left panel: Example star formation history of one of the model galaxies produced by the fiducial model (blue long dashed line) and star formation histories with different levels of stochasticity added ( $\sigma_{\Delta}=0.08,0.15,0.30$ shown as violet, purple, and blue lines, respectively)

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z=5–10에서 관측된 UV LF를 재현하기 위해 필요한 SFR 확률변동성의 수준은 무엇인가?
• RQ2 z≈11–16에서 UV LF를 맞추기 위해 필요한 SFR 확률변동성이 적색편에 따라 어떻게 진화하는가?
• RQ3 bursty SF를 포함한 레귤레이터형 은하 형성 모델이 z>10에서 측정된 별질 질량 및 SFR를 재현할 수 있는가?
• RQ4 고적 z에서 증가한 SFR 확률변동성의 관측 가능한 결과(예: MUV–M*, SFR–M*)은 무엇인가?

주요 결과

• 중간 정도의 SFR 확률변동성 σΔ ≈ 0.08은 z=5–9에서 UV LF를 일치시키며 σMUV ≈ 0.75를 산출한다.
• z≈11–13 및 z≈16에서 UV LF를 맞추려면 σΔ가 각각 ≈0.15–0.25 및 ≈0.25–0.25+? (z=16에서 log MUV 산란도 약 2까지)로 상승해야 한다(표 1에 따른 값).
• 높은 redshift에서 더 큰 SFR 확률변동성을 가진 모델은 z>12에서 더 완만하거나 급격하지 않은 UV LF를 예측하고 현재 관측보다 더 높은 광도 은하를 예측한다.
• z≈11–13의 모델 은하들은 기존 측정치와 질량 및 SFR가 잘 일치한다.
• 광도에 따른 중간값의 연령은 z가 증가하고 광도가 커질수록 감소하며, MUV ≳ −21에서 약 20–30 Myr에서 z≈11–16에서 더 밝은 은하의 경우 약 5–10 Myr로 감소한다.
• 고정된 M⋆에서 SFR의 산란은 적색편이 증가와 함께 증가하며, 이온화 플럭스의 변동과 선비율도 z>10에서 증가한다.

Figure 2: UV luminosity functions at redshifts $z=5,6,7,8,9$ (from the top down) measured from the HST and JWST observations (points) and predicted by the model (lines). LF at each redshift is offset by the factor of $10^{6-z}$ for clarity. The dashed lines show model UV LF with the fiducial paramet