[论文解读] The Merger Rate to Redshift One from Kinematic Pairs: Caltech Faint Galaxy Redshift Survey XI

R. G. Carlberg, Judith G. Cohen+9 more|CaltechAUTHORS (California Institute of Technology)|Feb 1, 2000

Astronomy and Astrophysical Research被引用 47

一句话总结

本研究利用加州理工学院暗弱星系红移巡天（CFGRS）和CNOC2巡天中的运动对，估算从红移0到1的星系并合率。结果表明，对于光度 $L \geq 0.2L_{\bigodot}$ 的系统，每星系的质量吸积率为 $0.02 /pm 0.01\,M_{\bigodot}\,\text{Gyr}^{-1}$，暗示自 $z=1$ 以来质量增长约15%，且在此红移范围内并合分数几乎没有红移演化。

ABSTRACT

The rate of mass accumulation due to galaxy merging depends on the mass, density, and velocity distribution of galaxies in the near neighborhood of a host galaxy. The fractional luminosity in kinematic pairs combines all of these effects in a single estimator which is relatively insensitive to population evolution. Here we use a k-corrected and evolution compensated volume-limited sample drawing about 300 redshifts from CFGRS and 3000 from CNOC2 to measure the rate and redshift evolution of merging. We identify kinematic pairs with projected separations less than either 50 or 100 \hkpc and rest-frame velocity differences of less than 1000\kms. The fractional luminosity in pairs is modeled as f_L(Delta v,r_p,M_r^{ke})(1+z)^{m_L} where [f_L,m_L] are [0.14+/-0.07,0+/-1.4] and [0.37+/-0.7,0.1+/-0.5] for r_p<= 50 and 100\hkpc, respectively (Omega_M=0.2, Omega_Lambda=0.8). The value of m_L is about 0.6 larger if Lambda=0. To convert these redshift space statistics to a merger rate we use the data to derive a conversion factor to physical space pair density, a merger probability and a mean in-spiral time. The resulting mass accretion rate per galaxy (M_1,M_2>= 0.2 M*) is 0.02+/-0.01(1+z)^{0.1+/-0.5} M*~Gyr^{-1}. Present day high-luminosity galaxies therefore have accreted approximately 0.15M* of their mass over the approximately 7 Gyr to redshift one. (abridged)

研究动机与目标

• 测量光度 $L \geq 0.2L_{\bigodot}$ 的星系在 $z=0$ 到 $z=1$ 范围内的并合率红移演化。
• 将运动对（定义为投影分离小且速度差低）作为基于动力学的稳健并合指标，避免形态学上的模糊性。
• 通过动力学建模和n体模拟，将观测到的红移空间对统计量转换为物理并合率，从而推导出物理并合率。
• 评估并合对星系质量聚集的影响，特别是对 $M_{\bigodot}$ 量级及低质量星系的影响。
• 测试在不同宇宙学假设下（特别是 $\Omega_M=0.2, \Omega_\Lambda=0.8$ 与 $\Lambda=0$）并合率估计的稳健性。

提出的方法

• 构建一个k校正、演化补偿的体积限域样本，满足 $M_R^{k,e} \leq -19.8 + 5\log h$ 等级，使用CFGRS（300个）和CNOC2（3000个）的红移数据。
• 识别投影分离 $r_p \leq 50$ 或 $100\,h^{-1}$ kpc 且本征帧速度差 $\Delta v < 1000\,\text{km s}^{-1}$ 的运动对。
• 将成对的光度分数建模为 $f_L(\Delta v, r_p, M_r^{ke})(1+z)^{m_L}$，对两种 $r_p$ 截断值分别拟合 $[f_L, m_L]$。
• 利用n体模拟估计并合概率 $F(<v_{mg})$ 和平均螺旋时间 $T_{mg}$，假设 $v_{mg} \approx 2.37v_c$ 且 $T_{mg} \approx 0.3\,\text{Gyr}$。
• 通过 $\mathcal{R}_M = (0.02 \pm 0.01)\,M_{\bigodot}(1+z)^{0.1 \pm 0.5}\,\text{Gyr}^{-1}$ 推导出物理并合率，归一化至 $L \geq 0.2L_{\bigodot}$。
• 应用对光度函数、相关函数和动力学演化的修正，假设 $\sigma_{12}$ 和 $v_{mg}$ 在 $z=0$ 到 $1$ 之间演化可忽略。

实验结果

研究问题

• RQ1 在 $z=0$ 到 $z=1$ 范围内，光度 $L \geq 0.2L_{\bigodot}$ 的星系中，投影分离 $r_p \leq 50\,h^{-1}$ kpc 且 $\Delta v < 1000\,\text{km s}^{-1}$ 的运动对的光度分数如何随红移演化？
• RQ2 在动力学时标和并合概率已知的条件下，观测到的运动对分数如何转化为物理并合率？
• RQ3 在 $z=0$ 到 $z=1$ 的红移区间内，并合导致的每星系质量吸积率是多少？
• RQ4 并合率如何依赖于宇宙学参数，特别是 $\Omega_M$ 和 $\Omega_\Lambda$？
• RQ5 观测到的运动对统计量在高红移时与形态扰动在多大程度上相关？

主要发现

• 对于投影分离 $r_p \leq 50\,h^{-1}$ kpc 且 $\Delta v < 1000\,\text{km s}^{-1}$ 的运动对，其光度分数为 $14\% \pm 7\%$，且从 $z=0$ 到 $z=1$ 无显著红移演化。
• 对于 $r_p \leq 100\,h^{-1}$ kpc，成对分数为 $37\% \pm 7\%$，同样显示无显著红移演化。
• 对于 $r_p \leq 100\,h^{-1}$ kpc，红移演化指数 $m_L$ 为 $0.1 \pm 0.5$，表明在该红移范围内并合分数近似恒定。
• 对于光度 $L \geq 0.2L_{\bigodot}$ 的系统，每星系的质量吸积率为 $0.02 \pm 0.01\,M_{\bigodot}\,\text{Gyr}^{-1}$，具有微弱的红移依赖性 $(1+z)^{0.1 \pm 0.5}$。
• 现今的 $M_{\bigodot}$ 量级星系自 $z=1$ 以来已吸积约 $0.15\,M_{\bigodot}$ 的质量，表明由于并合导致质量增加了约15%。
• 对于低质量星系（例如 $0.3M_{\bigodot}$），相同的 $0.15\,M_{\bigodot}$ 质量吸积将导致质量增加50%，凸显了对低质量系统更强的相对影响。