[論文レビュー] On the stellar and baryonic mass fractions of central blue and red galaxies

Aldo Rodríguez-Puebla, V. Ávila-Reese+2 more|Redalyc (Universidad Autónoma del Estado de México)|Mar 21, 2011

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 1被引用数 15

ひとこと要約

本研究では、SDSSデータを用いて、中心の青い銀河と赤い銀河のそれぞれについて、星間物質質量-ハロー質量関係およびバリオン質量-ハロー質量関係を、豊度マッチング法を用いて導出する。赤い銀河は高質量ハローにおいて、青い銀河よりも星間物質質量およびバリオン質量分率が高く、ピーク効率は $ M_{\rm h} \approx 10^{12} \, M_\odot $ で発現する。また、銀河タイプに応じて $ f_{\rm s} $ と $ f_{\rm b} $ に異なる質量依存性が存在することが明らかになった。

ABSTRACT

By means of the abundance matching technique, we infer the local stellar and baryonic mass-halo mass (Ms-Mh and Mb-Mh) relation for central blue and red galaxies separately in the mass range Ms~10^8.5-10^12.0 Msun. The observational inputs are the SDSS central blue and red Galaxy Stellar Mass Functions reported in Yang et al. 2009, and the measured local gas mass-Ms relations for blue and red galaxies. For the Halo Mass Function associated to central blue galaxies, the distinct LCDM one is used and set up to exclude: (i) the observed group/cluster mass function (blue galaxies are rare as centers of groups/clusters), and (ii) halos with a central major merger at resdshifts z<0.8 (dry late major mergers destroy the disks of blue galaxies). For red galaxies, we take the complement of this function to the total. The obtained mean Ms-Mh and Mb-Mh relations of central blue and red galaxies do not differ significantly from the respective relations for all central galaxies. For Mh>10^11.5 Msun, the Ms's of red galaxies tend to be higher than those of blue ones for a given Mh, the difference not being larger than 1.7. For Mh<10^11.5 Msun, this trend is inverted. For blue (red) galaxies: (a) the maximum value of fs=Ms/Mh is 0.021^{+0.016}_{-0.009} (0.034{+0.026}_{-0.015}) and it is attained atlog(Mh/Msun)~12.0 (log(Mh/Msun)~11.9); (b) fs\propto Mh (fs\propto Mh^3) at the low-mass end while at the high-mass end, fs\propto Mh^-0.4 (fs\propto Mh^-0.6). The baryon mass fractions, fb=Mb/Mh, of blue and red galaxies reach maximum values of fb=0.028^{+0.018}_{-0.011} and fb=0.034^{+0.025}_{-0.014}, respectively. For Mh<10^11.3 Msun, a much steeper dependence of fb on Mh is obtained for the red galaxies than for the blue ones. We discuss on the differences found in the fs-Mh and fb-Mh relations between blue and red galaxies in the light of of semi-empirical galaxy models.

研究の動機と目的

• 観測的制約を用いて、中心の青い銀河と赤い銀河のそれぞれについて、星間物質質量-ハロー質量関係およびバリオン質量-ハロー質量関係を導出すること。
• 銀河の色（青対赤）が、ダークマターハロー内での星形成およびバリオン形成の効率に与える影響を調査すること。
• 星間物質質量およびバリオン質量分率が、ハロー質量にどのように依存するかを、青い銀河と赤い中心銀河に分けて検討すること。
• 銀河タイプおよびハロー質量が、$ M_{\rm s} $–$ M_{\rm h} $ 関係の固有分散に与える影響を評価すること。
• 半経験的結果を、弱強度レンズ効果および準定常衛星運動論からの直接測定と比較し、系誤差を検討すること。

提案手法

• 中心の青い銀河と赤い銀河の観測された星間物質質量関数を、ダークマターハロー質量関数に結びつけるために、豊度マッチング法を適用する。
• SDSSの中心の青い銀河および赤い銀河の星間物質質量関数と、測定されたガス質量–星間物質質量関係を観測入力として用いる。
• 別個のハロー質量関数を適用：青い銀河には、団・クラスターハローおよび主要合体の主となるハローを除いたものとし、赤い銀河にはその補完となるものとする。
• $ \Lambda $CDM ハロー質量関数をベースラインとし、中心銀河集団を分離するために修正を加える。
• 青い銀河および赤い銀河のそれぞれについて、$ f_{\rm s} = M_{\rm s}/M_{\rm h} $ および $ f_{\rm b} = M_{\rm b}/M_{\rm h} $ 関係を別々に導出する。
• 低質量および高質量領域における $ f_{\rm s} $ および $ f_{\rm b} $ の $ M_{\rm h} $ への依存性を評価し、特に低質量域ではべき乗則的挙動を含む。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中心の青い銀河と赤い銀河の間で、星間物質質量-ハロー質量関係はどのように異なるか？
• RQ2 青い中心銀河および赤い中心銀河において、星間物質質量分率およびバリオン質量分率がハロー質量にどのように依存するか？
• RQ3 $ M_{\rm s} $–$ M_{\rm h} $ 関係の固有分散は、銀河の色およびハロー質量にどのように依存するか？
• RQ4 半経験的結果として得られた $ f_{\rm s} $ および $ f_{\rm b} $ は、弱強度レンズ効果および衛星運動論からの直接測定とどの程度一致するか？
• RQ5 青い銀河と赤い銀河の間で観測された質量分率効率の差を説明する物理的過程は何か？

主な発見

• $ M_{\rm h} > 10^{11.5} \, M_\odot $ の領域では、赤い銀河の星間物質質量分率が青い銀河よりも高く、$ f_{\rm s} $ の最大差は1.7に達する。
• 青い銀河のピーク星間物質質量分率は、$ \log(M_{\rm h}/M_\odot) = 12.0 $ で $ f_{\rm s} = 0.021^{+0.016}_{-0.009} $ であり、赤い銀河は $ \log(M_{\rm h}/M_\odot) = 11.9 $ で $ 0.034^{+0.026}_{-0.015} $ に達する。
• 青い銀河では、低質量域で $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h} $、高質量域で $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^{-0.4} $ と挙動するが、赤い銀河では低質量域で $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^3 $、高質量域で $ f_{\rm s} \propto M_{\rm h}^{-0.6} $ となる。
• 最大バリオン質量分率は、青い銀河で $ f_{\rm b} = 0.028^{+0.018}_{-0.011} $、赤い銀河で $ 0.034^{+0.025}_{-0.014} $ であり、両者とも $ M_{\rm h} \approx 10^{12} \, M_\odot $ 付近でピークを示す。
• $ M_{\rm h} < 10^{11.3} \, M_\odot $ の領域では、赤い銀河の $ f_{\rm b} $ は $ \propto M_{\rm h}^{2.9} $ で減少するが、青い銀河ではよりゆっくりと $ \propto M_{\rm h}^{0.7} $ で減少する。
• $ M_{\rm h} \gtrsim 5 \times 10^{12} \, M_\odot $ の領域では、青い銀河の $ f_{\rm b} $ がわずかに赤い銀河よりも高く、青い銀河では $ f_{\rm b} \propto M_{\rm h}^{-0.5} $、赤い銀河では $ \propto M_{\rm h}^{-0.6} $ と減少する。