[논문 리뷰] Coordinated Assembly of Galaxy Groups and Clusters in the IllustrisTNG Simulations

Meng Gu, Charlie Conroy외 7명|arXiv (Cornell University)|2020. 10. 08.

Geophysics and Gravity Measurements인용 수 10

한 줄 요약

이 연구는 IllustrisTNG 시뮬레이션을 사용하여, 거대 은하 군집과 군집 내에서 휘어진 은하가 일정한 시기의 형성 과정을 보이며, 유사 질량의 필드 은하보다 조기에 억제되고, 더 빠르게 별을 형성하며, 더 오래된 별 집단을 가진다는 것을 입증한다. 이 현상은 주로 군집 전처리 과정에서 기인하며, 더 무거운 허브에 암흑 물질이 둘러싸인 은하들은 유입 후 억제까지의 지연 시간이 짧아져 더 오래된 나이와 증가된 [α/Fe] 비율을 보이며, 이는 거대 군집 중심 은하의 관측 결과와 일치한다.

ABSTRACT

Recent stellar population analysis of early-type galaxy spectra has demonstrated that the low-mass galaxies in cluster centers have high [$α/ m Fe$] and old ages characteristic of massive galaxies and unlike the low-mass galaxy population in the outskirts of clusters and fields. This phenomenon has been termed "coordinated assembly" to highlight the fact that the building blocks of massive cluster central galaxies are drawn from a special subset of the overall low-mass galaxy population. Here we explore this idea in the IllustrisTNG simulations, particularly the TNG300 run, in order to understand how environment, especially cluster centers, shape the star formation histories of quiescent satellite galaxies in groups and clusters ($M_{200c,z=0}\geq10^{13} M_{\odot}$). Tracing histories of quenched satellite galaxies with $M_{\star,z=0}\geq10^{10} M_{\odot}$, we find that those in more massive dark matter halos, and located closer to the primary galaxies, are quenched earlier, have shorter star formation timescales, and older stellar ages. The star formation timescale-$M_{\star}$ and stellar age-$M_{\star}$ scaling relations are in good agreement with observations, and are predicted to vary with halo mass and cluster-centric distance. The dependence on environment arises due to the infall histories of satellite galaxies: galaxies that are located closer to cluster centers in more massive dark matter halos at $z=0$ were accreted earlier on average. The delay between infall and quenching time is shorter for galaxies in more massive halos, and depends on the halo mass at its first accretion, showing that group pre-processing is a crucial aspect in satellite quenching.

연구 동기 및 목표

• 우주론적 시뮬레이션에서 관측된 은하 군집과 군집의 조율된 형성 과정(낮은 질량의 군집 중심 은하에서 오래된 나이와 높은 [α/Fe] 비율 등)이 재현될 수 있는지 조사하기 위해.
• 억제된 은하 위성의 별 형성 역사를 비롯한 별 집단 성질에 대한 환경 의존성의 물리적 기원을 규명하기 위해.
• 거대한 허브 내에서 은하의 억제 시스템과 별 집단 진화에 영향을 미치는 군집 전처리의 역할을 정량화하기 위해.
• SDSS에서의 관측 데이터와 비교하여, 별 형성 시간 상수와 별 나이가 별 질량과 군집 중심에서의 거리에 따라 어떻게 변화하는지의 스케일링 관계를 분석하기 위해.
• 은하 유입과 억제 사이의 지연 시간이 z=0 시점의 허브 질량과 유입 시점의 허브 질량에 의해 어떻게 영향을 받는지 평가하여, 환경 역사가 중요한지 테스트하기 위해.

제안 방법

• M200c,z=0 ≥10^13 M☉인 허브 내에서 별 질량 ≥10^10 M☉인 억제 위성 은하를 추적하기 위해 TNG300 시뮬레이션 런을 사용한다.
• 각 위성의 유입 및 억제 시점을 z=0 기준으로 측정하며, 은하의 전체 위상공간 역사를 이용하여 유입에서 억제까지의 시간을 분석한다.
• 주 은하의 30 kpc 이내에서, 별 집단 합성 모델을 사용하여 별 형성 시간 상수(τ_SF)와 질량 가중 평균 별 나이를 계산한다.
• 은하를 군집 중심에서의 거리(R200c 기준)와 z=0 시점의 주변 허브 질량으로 분류하여 환경적 경향성을 분석한다.
• 군집 전처리를 경험한 은하(처음으로 군집에 유입된 경우)와 직접 최종 군집에 유입된 은하의 경우로 나누어 첫 유입과 억제 사이의 시간 지연을 계산한다.
• τ_SF, 별 나이, 별 질량 간의 스케일링 관계를 유도하고, Conroy 등(2014)의 스택된 SDSS 초기형 은하 스펙트럼 데이터와 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 IllustrisTNG 시뮬레이션은 중심부의 낮은 질량 은하가 오래된 나이와 높은 [α/Fe] 비율을 보이는 관측된 조율된 형성 과정을 재현하는가?
• RQ2 억제된 위성 은하의 별 형성 시간 상수와 별 나이는 그 주변 허브 질량과 군집 중심에서의 거리에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ3 거대한 허브 내에서 위성 은하의 억제 지연을 결정하는 데 군집 전처리가 어떤 역할을 하는가?
• RQ4 유입과 억제 사이의 지연 시간은 주로 첫 유입 시점의 허브 질량에 의해 결정되는가, 아니면 z=0 시점의 허브 질량에 의해 결정되는가?
• RQ5 τ_SF와 별 나이가 별 질량에 따라 변화하는 시뮬레이션 스케일링 관계는 SDSS 초기형 은하의 관측 데이터와 일치하는가?

주요 결과

• M200c,z=0 ≥10^14 M☉인 거대한 허브 중심부에 위치한 억제 위성 은하는 질량이 낮거나 외곽에 있는 은하보다 평균적으로 이르게 유입되고 억제된다.
• z=0 시점에 더 큰 허브 질량을 가진 은하는 더 짧은 별 형성 시간 상수(τ_SF)와 더 오래된 별 나이를 가지며, τ_SF-M⋆ 및 나이-M⋆ 관계에서 군집 중심부는 필드 영역보다 기울기가 낮다.
• 유입 시점의 허브 질량이 클수록 첫 유입과 억제 사이의 시간 지연이 짧으며, 이 지연 시간은 유입 시점의 허브 질량에 선형적으로 비례한다.
• 군집 전처리를 경험한 은하의 중앙값 억제 지연은 유입 후 1–4 Gyr이며, 직접 유입한 은하의 지연은 0–3 Gyr로, 전처리가 억제를 가속화함을 시사한다.
• 최종 z=0 시점의 허브 질량을 고려한 후에도 전처리를 경험한 은하는 모든 허브 질량 범위에서 더 빨리 억제되며, 짧은 지연 시간을 보인다.
• 억제 지연 시간은 주로 첫 유입 시점의 허브 질량에 의해 결정되며, 최종 허브 질량은 아님을 확인하여, 초기 환경 역사가 은하 진화에 중요한 영향을 미친다.