[논문 리뷰] The dust enrichment of early galaxies in the JWST and ALMA era

Valentin Mauerhofer, Pratika Dayal|arXiv (Cornell University)|2023. 05. 02.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 8

한 줄 요약

본 연구는 redshift 및 질량에 독립적인 두 매개변수를 갖는 delphi 준해석 모델을 사용하여 z~20까지의 고적대(z) 은하의 UV 및 FIR 특성을 예측하고, 먼지 효과, UV 가시성 및 FIR 진화를 강조한다.

ABSTRACT

Recent observations with the James Webb Space Telescope are yielding tantalizing hints of an early population of massive, bright galaxies at $z > 10$, with Atacama Large Millimeter Array (ALMA) observations indicating significant dust masses as early as $z\sim 7$. To understand the implications of these observations, we use the DELPHI semi-analytic model that jointly tracks the assembly of dark matter halos and their baryons, including the key processes of dust enrichment. Our model employs only two redshift- and mass-independent free parameters (the maximum star-formation efficiency and the fraction of supernova energy that couples to gas) that are tuned against all available galaxy data at $z \sim 5-9$ before it is used to make predictions up to $z \sim 20$. Our key results are: (i) the model under-predicts the observed ultraviolet luminosity function (UV LF) at $z > 12$; observations at $z>16$ lie close to, or even above, a "maximal" model where all available gas is turned into stars; (ii) UV selection would miss 34\% of the star formation rate density at $z \sim 5$, decreasing to 17\% by $z \sim 10$ for bright galaxies with $ m{M_{UV}} < -19$; (iii) the dust mass ($M_d$) evolves with the stellar mass ($M_*$) and redshift as $\log(M_d) = 1.194\log(M_*) + 0.0975z - 5.433$; (iv) the dust temperature increases with stellar mass, ranging between $30-33$ K for $M_* \sim 10^{9-11}M_\odot$ galaxies at $z \sim 7$. Finally, we predict the far infrared LF at $z \sim 5-20$, testable with ALMA observations, and caution that spectroscopic redshifts and dust masses must be pinned down before invoking unphysical extrema in galaxy formation models.

연구 동기 및 목표

• JWST 및 ALMA 시대의 초기 은하 관측에 대한 먼지 풍부화 이해와 그 영향력을 고찰하려는 모티브.
• 고적대 은하에서 UV 광도와 FIR 광도를 예측하고 UV 빛의 먼지 차단이 어떻게 작용하는지 설명하려는 목표.
• 질량-적색편향에 따른 먼지 질량과 온도를 은하 질량 및 적색편이와 연계하여 FIR 광도 함수에 정보를 제공.
• 관측된 UV 광도 함수, 별-질량 함수, 그리고 우주 SFR 밀도(z~20까지)에 대한 모델 예측을 검증하려는 목표。

제안 방법

• 암흑 물질 헬로우의 구성과 바리온의 구축 및 먼지 풍부화를 추적하는 delphi 준해석 모형을 활용한다.
• 적색편이 및 질량에 의존하지 않는 두 자유 매개변수: 최대 항성 형성 효율 f_*와 초신성 에너지 결합 비율 f_w를 사용하여 z~5-9 데이터에 보정한다.
• 금속과 먼지의 형성 및 파괴를 포함하는 성장과 소멸을 포함한 결합 미분방정식을 통해 가스 흡수, 항성 형성, SN 피드백, 먼지 진화를 계산한다.
• BPASS 항성 인구를 이용해 고유 UV 광도를 생성하고, M_d와 r_d에 묶인 먼지 광학 두께를 가진 슬래브 기하학으로 먼지 감쇠를 적용한다.
• 에너지 균형을 강제하여 FIR 광도를 도출하고, L_FIR 및 M_d로부터 먼지 온도를 추정하며, 높은 z에서의 CMB 고려를 포함한다.

Figure 1 : The UV LF at $z\sim 5-20$ , as marked in the panels. In each panel, the dashed and solid lines represent the intrinsic and dust-attenuated UV LFs from the theoretical model, respectively. Finally, the dotted lines at $z\lower 1.93748pt\hbox{$\;\buildrel>\over{\sim}\;$}13$ represent the up

실험 결과

연구 질문

• RQ1 먼지 풍부화가 z~20까지의 고적대 은하의 UV 광도 함수와 UV 가시성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 초기 은하에서 먼지 질량, 별 질량, 항성 형성 및 적색편이 간의 관계는 무엇이며, 이것이 FIR 방출에 어떻게 작용하는가?
• RQ3 모형이 z~5에서 z~9까지의 관측된 UV 및 별 질량 함수를 재현하고 z~5-20에 대한 FIR 광도 함수를 예측할 수 있는가?
• RQ4 특히 밝은 은하의 경우 먼지 차단으로 UV 선별에 의해 놓치는 SFR 비율은 얼마나 되는가?
• RQ5 은하 질량과 적색편이에 따라 먼지 온도와 UV 탈출 분수는 어떻게 진화하는가?

주요 결과

• 모형은 z>12에서 UV 광도 함수에 대한 예측이 과소하다고 보이며, z>16에서 관측은 높은 항성 형성 효율의 최대 모델에 접근한다.
• UV 선별은 z~5에서 밝은 은하(M_UV<-19)에서 SFR 밀도의 34%를 놓치며, z~10까지 17%로 감소한다.
• 먼지 질량은(log(M_d)=1.194 log(M_*)+0.0975 z-5.433)로 질량 및 적색편이와 비례한다.
• 먼지 온도는 z~7에서 M_* ∼ 10^9-10^11 M_sun 구간에서 약 30-33 K로 나타나고, 은하 질량이 커질수록 증가한다.
• 모형은 FIR 광도 함을 z~5-20에서 예측할 수 있으며, 스펙트roscopic redshift 및 먼지 질량 결정에 주의가 필요하다.
• UV 광도 함수의 진화는 어두운/중간Luminosity에서 z~5-10일 때 먼지의 영향이 중요해지며, 가장 밝은 시스템에 대해서는 z>12에서 무시 가능하다.

Figure 2 : The redshift evolution of the dust-attenuated UV LF from our model between $z\sim 5-20$ , as marked.