[논문 리뷰] The diverse nature and formation paths of slow rotator galaxies in the EAGLE simulations

Claudia del P. Lagos, Éric Emsellem외 6명|arXiv (Cornell University)|2020. 12. 15.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 6인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 z=0에서의 EAGLE 시뮬레이션을 활용하여 느린 회전자(SR) 은하의 성질을 분석하며, 주로 주요 및 보조적 융합이 운동학적 변화를 유도하고 삼축성과 외부 기원 별 분율을 증가시킨다는 것을 밝혀냈다. 주요 발견은 AGN 피드백에 의한 억제가 일반적으로 운동학적 변화 이전에 발생하지만, 위성은 융합과 환경이 함께 작용하여 SR 형성이 유도되며, 평평한, 둥근, 긴 SR의 경우 각각 다른 형성 경로를 가진다는 것이다.

ABSTRACT

We use a sample of $z=0$ galaxies visually classified as slow rotators (SRs) in the EAGLE hydrodynamical simulations to explore the effect of galaxy mergers on their formation, characterise their intrinsic galaxy properties, and study the connection between quenching and kinematic transformation. SRs that have had major or minor mergers (mass ratios $\ge 0.3$ and $0.1-0.3$, respectively) tend to have a higher triaxiality parameter and ex-situ stellar fractions than those that had exclusively very minor mergers or formed in the absence of mergers (no-merger SRs). No-merger SRs are more compact, have lower black hole-to-stellar mass ratios and quenched later than other SRs, leaving imprints on their $z=0$ chemical composition. For the vast majority of SRs we find that quenching, driven by active galactic nuclei feedback, precedes kinematic transformation, except for satellite SRs, in which these processes happen in tandem. However, in $\approx 50$\% of these satellites, satellite-satellite mergers are responsible for their SR fate, while environment (i.e. tidal field and interactions with the central) can account for the transformation in the rest. By splitting SRs into kinematic sub-classes, we find that flat SRs prefer major mergers; round SRs prefer minor or very minor mergers; prolate SRs prefer gas-poor mergers. Flat and prolate SRs are more common among satellites hosted by massive halos ($>10^{13.6}\, m M_{\odot}$) and centrals of high masses ($M_{\star} > 10^{10.5}\, m M_{\odot}$). Although EAGLE galaxies display kinematic properties that broadly agree with observations, there are areas of disagreement, such as inverted stellar age and velocity dispersion profiles. We discuss these and how upcoming simulations can solve them.

연구 동기 및 목표

• EAGLE 시뮬레이션에서 느린 회전자(SR) 은하의 형성 메커니즘을 이해하기 위해.
• 주요, 보조, 매우 보조 융합이 삼축성 및 별 분율 등의 SR 성질에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• SR에서 억제(AGN 피드백를 통한)와 운동학적 변화 사이의 시간적 관계를 검토하기 위해.
• 운동학적 형태(평평한, 둥근, 기둥형)로 분류된 SR을 만들고, 이들의 형성 경로와 주변 헬로 질량과 연관지기 위해.
• 예상과의 차이점, 예를 들어 역전된 연령 및 속도 분산 프로파일을 포함하여 시뮬레이션된 SR 성질과 관측 결과 간의 불일치를 확인하고 향후 시뮬레이션 개선 방안을 제안하기 위해.

제안 방법

• EAGLE 유체역학적 시뮬레이션에서 시각적으로 느린 회전자(SRs)로 분류된 z=0 은하 샘플을 활용하였다.
• 융합 이력을 분석하여 질량 비율(주요: ≥0.3, 보조: 0.1–0.3, 매우 보조: <0.1)과 억제 및 운동학적 변화 시점과의 시간적 관계를 추적하였다.
• 내재된 성질을 정량화하기 위해 삼축성, 외부 기원 별 분율, 블랙홀-별 질량 비율, 밀도를 측정하였다.
• 형상과 회전 성질에 기반하여 SR을 운동학적 하위군으로 나누어 평평한, 둥근, 기둥형으로 분류하였다.
• 관측 데이터와 비교하여 시뮬레이션된 SR의 운동학적 성질과 구조적 프로파일에 대한 불일치를 확인하였으며, 예를 들어 역전된 별 연령 및 속도 분산 프로파일을 포함하였다.
• 환경적 영향, 특히 위성 SR에서의 tidal 필드 및 중심 은하 상호작용을 분석하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 EAGLE 시뮬레이션에서 은하 융합은 느린 회전자 은하 형성에 어떤 역할을 하는가?
• RQ2 융합 이력(주요, 보조, 매우 보조, 또는 융합 없음)은 SR의 구조적 및 운동학적 성질에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ3 SR 형성에서 억제와 운동학적 변화 중 어느 것이 먼저 발생하는가? 중심 은하와 위성 간에 이는 어떻게 다를까?
• RQ4 다른 운동학적 형태(평평한, 둥근, 기둥형)를 가진 SR의 형성 경로는 각각 어떻게 다른가?
• RQ5 시뮬레이션된 SR 성질이 관측 결과와 어느 정도 일치하는가? 여전히 남아 있는 불일치 요소는 무엇인가?

주요 결과

• 질량 비율 ≥0.3 또는 0.1–0.3인 주요 또는 보조 융합을 경험한 SR은 융합이 없는 SR보다 더 높은 삼축성과 더 큰 외부 기원 별 분율을 보였다.
• 융합이 없는 SR은 더 작고, 블랙홀-별 질량 비율이 낮으며, 융합 영향을 받은 SR보다 늦게 억제되며, 이는 뚜렷한 화학적 흔적을 남긴다.
• большин의 SR에서 AGN 피드백에 의한 억제가 운동학적 변화 이전에 발생하지만, 약 50%의 위성 SR에서는 억제와 변화가 동시에 발생한다.
• 위성 SR의 약 50%는 위성-위성 융합에 의해 변화되었고, 나머지 50%는 tidal 필드 및 중심 은하 상호작용과 같은 환경적 요인에 의해 형성되었다.
• 평평한 SR은 주로 주요 융합을 경험했고, 둥근 SR은 보조 또는 매우 보조 융합을 선호했으며, 기둥형 SR은 가스 부족 융합을 선호했다.
• 평평하고 기둥형 SR은 질량이 큰 헬로(>10^13.6 M☉)와 고질량 중심 은하(M⋆ > 10^10.5 M☉)에서 더 흔하며, 이는 환경 및 질량 의존적 형성 경향을 시사한다.