[논문 리뷰] Probing The Ultraviolet Luminosity Function of the Earliest Galaxies with the Renaissance Simulations

Brian W. O’Shea, John Wise외 2명|arXiv (Cornell University)|2015. 03. 03.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 블루 워터스 초고성능 컴퓨터에서 수행한 고해상도 르네상스 시뮬레이션을 활용해 z ≈ 25–8에서의 초기 은하 형성 모델링을 수행하며, 저광도에서 별 형성이 저하된 저질량 헬로(Mvir < 2×10⁸ M⊙)에서 우주론적 우주에서의 자외선 휘도 함수가 낮아지는 것을 규명한다. 이는 별 형성이 완전히 멈추는 하한 휘도 한계가 ≈7×10⁶ M⊙에서 명확하게 나타남을 시사한다. 이러한 결과는 관측 데이터에 대한 Schechter 함수 피팅이 낮은 끝 부분의 기울기를 급격히 기울여 예측하는 데 반해, 실제는 평탄한 기울기를 예측한다는 점에서 도전적이다.

ABSTRACT

In this paper, we present the first results from the Renaissance Simulations, a suite of extremely high-resolution and physics-rich AMR calculations of high redshift galaxy formation performed on the Blue Waters supercomputer. These simulations contain hundreds of well-resolved galaxies at $z \sim 25-8$, and make several novel, testable predictions. Most critically, we show that the ultraviolet luminosity function of our simulated galaxies is consistent with observations of high-z galaxy populations at the bright end of the luminosity function (M$_{1600} \leq -17$), but at lower luminosities is essentially flat rather than rising steeply, as has been inferred by Schechter function fits to high-z observations, and has a clearly-defined lower limit in UV luminosity. This behavior of the luminosity function is due to two factors: (i) the strong dependence of the star formation rate on halo virial mass in our simulated galaxy population, with lower-mass halos having systematically lower star formation rates and thus lower UV luminosities; and (ii) the fact that halos with virial masses below $\simeq 2 imes 10^8$ M$_\odot$ do not universally contain stars, with the fraction of halos containing stars dropping to zero at $\simeq 7 imes 10^6$ M$_\odot$. Finally, we show that the brightest of our simulated galaxies may be visible to current and future ultra-deep space-based surveys, particularly if lensed regions are chosen for observation.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 천체역학 시뮬레이션을 통해 고적색도에서의 자외선 휘도 함수의 형태를 규명하기 위해.
• z ≈ 25–8에서 저질량 헬로 내 별 형성의 물리적 메커니즘을 조사하기 위해.
• 관측된 희미한 끝 부분의 휘도 함수 기울기가 물리적 피드백 및 냉각 과정과 일치하는지 테스트하기 위해.
• 현재 및 향후의 초심층 천체망원경 탐사에서 가장 밝은 시뮬레이션 은하의 탐지 가능성 평가하기 위해.
• 소규모 시뮬레이션 볼륨에서의 간섭 효과를 정량화하고, JWST 탐사 결과 해석에 대한 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• Enzo 코드를 사용한 적응형 메쉬 분석(AMR) 천체역학 시뮬레이션을 수행하며, 고공간 및 고질량 해상도를 확보하였다.
• 비평형 초기 화학, 금속 의존 냉각, 라이만-워너 복사에 의한 H₂ 광분해를 포함한 물리적 모델을 통합하였다.
• 이온화 및 H₂ 파괴 복사장의 모의를 위해 Moray 복사 전달 해소기를 사용하여 별 집단의 진화를 추적하였다.
• 비틀림 헬로 질량 함수와 비틀림 질량에 의존하는 별 형성률 및 별 점유 비율을 조합하여 은하 휘도 함수를 모델링하였다.
• 다양한 평균 밀도를 반영하기 위해 세 가지 별도의 천체역학적 볼륨을 선택하여 간섭 효과를 평가하였다.
• 허블 초심층 현장 및 프론티어 필드에서의 관측 데이터와 직접적으로 시뮬레이션된 자외선 휘도 함수를 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z ≈ 25–8에서의 고적색도 자외선 휘도 함수의 진정된 형태는 무엇이며, 관측 데이터에 대한 Schechter 함수 피팅과 비교해 볼 때 어떻게 다를까?
• RQ2 Mvir ≈ 2×10⁸ M⊙ 이하의 저질량 헬로에서 별 형성이 억제되는 물리적 메커니즘은 무엇이며, 별 형성이 완전히 멈추는 질량 임계점은 어느 정도일까?
• RQ3 이웃한 별 형성 헬로에서 발생하는 라이만-워너 복사가 초기 헬로의 H₂ 냉각 및 별 형성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 자외선 휘도 함수의 하한은 무엇이며, 별 형성에 필요한 최소 헬로 질량으로 인해 명확한 휘도 한계가 존재하는가?
• RQ5 z ≈ 25에서 가장 밝은 시뮬레이션 은하들은 현재 및 향후의 우주망원경, 특히 렌즈 효과가 있는 영역에서 탐지 가능한가?

주요 결과

• 시뮬레이션된 자외선 휘도 함수는 저광도 영역(M₁₆₀₀ > -17)에서 평탄한 경향을 보이며, 관측 데이터에 대한 Schechter 함수 피팅에서 유도된 급격한 희미한 끝 부분 기울기와는 정반대이다.
• 이 평탄함은 주로 별 형성률이 헬로의 비틀림 질량에 강하게 의존하기 때문이며, 저질량 헬로에서는 별 형성이 억제된다.
• ≈7×10⁶ M⊙ 이하의 헬로에서는 별 형성이 완전히 멈추며, 이는 자외선 휘도 함수의 명확한 하한 한계를 설정한다.
• ≈2×10⁸ M⊙ 이하의 헬로에서 별이 존재하지 않는 것은 냉각 효율성이 떨어지고, 이웃한 소스에서 오는 라이만-워너 복사에 의한 H₂ 광분해 때문이며.
• z ≈ 25에서 가장 밝은 시뮬레이션 은하들은 현재 및 향후 초심층 우주망원경 탐사에서 탐지 가능할 수 있으며, 특히 렌즈 효과가 있는 영역에서 더욱 그렇다.
• 단순한 토이 모델은 시뮬레이션에서 유도된 헬로 질량 함수와 별 점유 비율을 사용하여 관측된 평탄한 기울기와 휘도 함수의 종료를 재현할 수 있다.