[논문 리뷰] The host dark matter haloes of the first quasars

Tiago Costa|arXiv (Cornell University)|2023. 08. 24.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 고해상도 천체역학 시뮬레이션을 사용하여 z ≈ 6에서 활동하는 활성은하핵(quasars)이 질량이 큰 다크 물질 굴절구조(M_h ≳ 5×10¹² M☉)에 존재할 경우, 약 10 kpc의 투영 반경에서 선속도가 최대 1000 km s⁻¹에 이르는 빠르게 움직이는 동반은하가 존재할 것임을 예측한다. ALMA, JWST 및 MUSE의 관측 데이터는 이러한 고질량 시나리오와 일치하는 속도 분포를 보이며, 저질량 주변 굴절구조를 배제하고, 첫 번째 활성은하핵이 희귀하고 질량이 큰 구조에 존재함을 확인한다.

ABSTRACT

If $z > 6$ quasars reside in rare, massive haloes, $Λ$CDM cosmology predicts they should be surrounded by an anomalously high number of bright companion galaxies. Here I show that these companion galaxies should also move unusually fast. Using a new suite of cosmological, `zoom-in' hydrodynamic simulations, I present predictions for the velocity distribution of quasar companion galaxies and its variation with quasar host halo mass at $z \, = \, 6$. Satellites accelerate as they approach the quasar host galaxy, producing a line-of-sight velocity profile that broadens with decreasing distance to the quasar host galaxy. This increase in velocity dispersion is particularly pronounced if the host halo mass is $\gtrsim 5 imes 10^{12} \, m M_\odot$. Typical line-of-sight speeds rise to $\approx 500 \, m km \, s^{-1}$ at projected radii $\sim 10 \, m kpc$. For about $10\%$ of satellites, they should exceed $800 \, m km \, s^{-1}$, with $\approx 5\%$ of companions reaching line-of-sight speeds $\sim 1000 \, m km \, s^{-1}$. For lower host halo masses $\approx 5 imes 10^{11} - 10^{12} \, m M_\odot$, the velocity profile of companion galaxies is significantly flatter. In this case, typical line-of-sight velocities are $\approx 250 \, m km \, s^{-1}$ and do not exceed $\approx 500 \, m km \, s^{-1}$. A comparison with existing ALMA, JWST and MUSE line-of-sight velocity measurements reveals that observed $z > 6$ quasar companions closely follow the velocity distribution expected for a host halo with mass $\gtrsim 5 imes 10^{12} \, m M_\odot$, ruling out a light host halo. Finally, through an estimate of UV and \oiii \, luminosity functions, I show that the velocity distribution more reliably discriminates between halo mass than companion number counts, which are strongly affected by cosmic variance.

연구 동기 및 목표

• ΛCDM 이론가 요구하는 빠른 블랙홀 성장에 따라 고적색도 활성은하핵의 주변 다크 물질 굴절구조가 질량이 큰지 테스트하기 위해.
• 우주적 변동성과 탐지 편향으로 인해 z>6 활성은하핵 주변에서 서로 다른 과잉 밀도 신호를 보고하는 관측 조사의 모호함을 해결하기 위해.
• 주변 굴절구조 질량을 제약하는 데 더 강건한 방법으로, 동반은하의 선속도 분포를 동적 탐지 수단으로 제안하기 위해.
• 우주적 변동성의 영향을 고려할 때, 저질량(≲10¹² M☉)과 고질량(≳5×10¹² M☉) 주변 굴절구조 시나리오를 속도 분산 프로파일을 통해 구분하기 위해.

제안 방법

• z = 6에서 활성은하핵 주변 굴절구조의 형성과 역학을 모의하기 위해 '줌인' 천체역학 시뮬레이션을 수행하기 위해.
• 두 가지 질량 범주(약 5×10¹¹–10¹² M☉ 및 약 6–7×10¹² M☉)의 굴절구조에서 활성은하핵 주변의 위성은하의 선속도 분포를 추적하기 위해.
• 위성은하가 중심 활성은하핵 쪽으로 떨어지면서 중력 가속도가 작용하여 투영 반경이 감소함에 따라 속도 분산이 증가하는 것을 시뮬레이션하기 위해.
• ALMA, MUSE 및 JWST의 기존 관측 측정치와 시뮬레이션된 속도 프로파일을 비교하여 모델의 일관성을 검증하기 위해.
• UV 및 [O III] 등급 함수를 추정하여 수량 수와 속도 분포가 굴절구조 질량을 어떻게 구분하는지 평가하기 위해.
• 우주적 변동성 추정치를 사용하여 동반은하의 수의 산란을 정량화하고, 굴절구조 질량에 대한 속도 분포의 민감도가 더 높음을 보여주기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 M_h ≳ 5×10¹² M☉의 고질량 다크 물질 굴절구조에 존재할 경우, z ≈ 6 활성은하핵 주변의 동반은하가 보이는 속도 분포는 어떻게 되는가?
• RQ2 고질량과 저질량 주변 굴절구조에서 중심 활성은하핵으로부터의 투영 거리에 따라 활성은하핵 동반은하의 선속도 분포는 어떻게 달라지는가?
• RQ3 z>6 활성은하핵 동반은하의 관측된 선속도는 M_h ≲ 10¹² M☉의 저질량 주변 굴절구조 시나리오를 배제할 수 있는가?
• RQ4 우주적 변동성의 영향을 고려할 때, 동반은하의 수량 수보다 속도 분포가 굴절구조 질량을 더 신뢰할 수 있는 지표인가?
• RQ5 고질량 굴절구조에서 어떤 비율의 활성은하핵 동반은하가 선속도가 >800 km s⁻¹의 극단적인 값을 보일 것으로 예상되는가?

주요 결과

• 고질량 주변 굴절구조(M_h ≳ 5×10¹² M☉)에서는 투영 반경 ≲10 kpc에서 동반은하의 선속도 분산이 크게 증가하여 평균 약 500 km s⁻¹에 도달하고, 약 10%의 위성은하에서 800 km s⁻¹를 초과한다.
• 고질량 굴절구조에서 약 5%의 동반은하에서 선속도가 ∼1000 km s⁻¹에 도달하며, 이는 강력한 중력 잠재력과 빠른 유입을 나타낸다.
• 반면에 저질량 굴절구조(약 5×10¹¹–10¹² M☉)는 일반적으로 평탄한 속도 분포를 보이며, 평균 선속도는 약 250 km s⁻¹이고, 최대 500 km s⁻¹를 초과하는 동반은하가 없다.
• ALMA, MUSE 및 JWST의 관측된 속도 측정치는 넓은 속도 분포와 최대 약 1000 km s⁻¹의 극단적 속도를 보이며, 고질량 주변 굴절구조와 일치하고 저질량 시나리오와는 일치하지 않는다.
• 우주적 변동성이 수량 수에 큰 영향을 주지만 속도 분산 프로파일에는 덜 영향을 주므로, 속도 분포는 동반은하의 수량 수보다 굴절구조 질량을 더 신뢰할 수 있는 지표이다.
• 결과적으로 z ≈ 6 활성은하핵은 반드시 M_h ≳ 5×10¹² M☉의 고질량 굴절구조에 존재해야 하며, 이는 초기 초거대 블랙홀 형성에 대해 ΛCDM 이론의 예측을 지지한다.