[논문 리뷰] The Origin of the Mass-Radius Relation of Early-Type Galaxies

C. Chiosi, E. Merlin외 1명|arXiv (Cornell University)|2012. 06. 12.

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한 줄 요약

이 논문은 초기형은하에서의 질량-반지름 관계(MRR)를 두 가지 상호보완적인 메커니즘의 결과로 설명한다: 개별 은하의 구조를 결정짓는 국소적 물리 과정과 질량-반지름 평면 전체의 분포를 형상짓는 우주론적 통계 원리. 유체역학적 시뮬레이션과 홀로 질량 함수 모델링을 통해, 관측된 MRR 기울기(~0.54, 질량이 큰 은하의 경우, ~0.3, 난쟁이 은하의 경우)와 경계 구조를 재현하였으며, 상한 MRR 경계는 일반적인 다크 물질 홀로의 붕괴에서 기인하고, 하한 경계는 각 적색편이에서 붕괴하는 홀로의 일반적인 질량에 의해 결정됨을 보여주었다.

ABSTRACT

Early-type galaxies obey a narrow relation traced by their stellar content between the mass and size (Mass- Radius relation). The wealth of recently acquired observational data essentially confirms the classical relations found by Burstein, Bender, Faber, and Nolthenius, i.e. log(R_1/2) \propto log(Ms)\simeq 0.54 for high mass galaxies and log(R_1/2) \propto log(Ms) \simeq 0.3 for dwarf systems (shallower slope), where R_1/2 and Ms are the half-light radius and total mass in stars, respectively. Why do galaxies follow these characteristic trends? What can they tell us about the process of galaxy formation? We investigate the mechanisms which concur to shape the Mass-Radius relation, in order to cast light on the physical origin of its slope, its tightness, and its zero point. We perform a theoretical analysis, and couple it with the results of numerical hydrodynamical (NB-TSPH) simulations of galaxy formation, and with a simulation of the Mass-Radius plane itself. We propose a novel interpretation of the Mass-Radius relation, which we claim to be the result of two complementary mechanisms: on one hand, the result of local physical processes, which fixes the ratio between masses and radii of individual objects; on the other hand, the action of cosmological global, statistical principles, which shape the distribution of objects in the plane. We reproduce the Mass-Radius relation with a simple numerical technique based on this view.

연구 동기 및 목표

• 관측된 초기형은하(ETG)에서의 밀도 높은 질량-반지름 관계(MRR)의 기원을 설명하는 것, 특히 그 기울기, 절편, 산란도.
• MRR가 국소적 물리 과정에 기인하는지, 또는 전반적인 우주론적 통계 원리에 기인하는지, 혹은 둘 다에 기인하는지 규명하는 것.
• 특히 고적색편이에서 거대한 ETG가 존재하는 점을 감안할 때, 관측된 MRR를 Λ-CDM 우주론 모델과 어떻게 조율할 수 있는지.
• 다크 물질 홀로 질량 함수와 비열역학적 붕괴가 MRR의 상한 및 하한 경계를 어떻게 형성하는지 조사하는 것.
• 합성 MRR에 대한 융합 및 은하 물리학의 영향을 평가하고, 시뮬레이션 결과가 관측과 얼마나 일치하는지 분석하는 것.

제안 방법

• 다크 물질 홀로 내부에서 복합 성분의 진화를 모델링하기 위해 비경계 열이 아닌 스피카(Non-boundary-thermal SPH, NB-TSPH) 유체역학적 시뮬레이션을 수행하여 은하 형성 과정을 시뮬레이션한다.
• 각 적색편이에서 다크 물질 홀로의 통계적 분포를 모델링하기 위해 홀로 질량 함수 $ n_+(M_{\text{DM}}, z) $ 를 사용하고, 붕괴하는 홀로의 일반적인 질량 척도(CGS)를 유도한다.
• Gott & Rees(1975)와 Faber(1984)의 비열역학적 구형 붕괴 모델에 기반한 일반적인 홀로 질량(CGS)을 결합하여 이론적 MRR 평면을 구성한다.
• 시뮬레이션된 MRR를 관측 데이터와 비교하여, 특히 관측된 MRR 스트립의 상한 및 하한 경계를 분석한다.
• 저질량 영역에서 기울기가 약 ~0.2로 감소하는 이유를 분석하기 위해 냉각, 가열, 은하 외부 분출 등의 복합 물리 과정의 영향을 분석한다.
• 하나의 홀로에 하나의 은하가 대응된다는 가정을 수정하기 위해, 단일 거대 은하가 아닌 군집이나 덩어리의 중심에 위치한 홀로 질량이 $ 10^{14}-10^{15}M_\bigodot $ 이상인 경우를 제외한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 관측된 초기형은하에서의 질량-반지름 관계의 기울기와 밀도를 결정짓는 물리적 메커니즘은 무엇인가?
• RQ2 특히 다크 물질 홀로 질량 분포를 포함한 우주론적 통계 원리가 MRR의 경계를 어떻게 제약하는가?
• RQ3 왜 거대한 ETG(\sim 0.54)와 난쟁이 은하(\sim 0.3) 간의 MRR 기울기가 다르며, 이 차이에 빛의 물리 과정이 어떤 역할을 하는가?
• RQ4 은하 합성이 MRR를 얼마나 심각하게 교란시키며, 모델은 관측된 MRR와 낮은 합성율을 어떻게 조율하는가?
• RQ5 각 적색편이에서 일반적인 다크 물질 홀로의 붕괴에 의해 MRR의 상한 및 하한 경계를 설명할 수 있는가? 이는 구형 붕괴 모델이 예측하는 lin에 부합하는가?

주요 결과

• 관측된 MRR의 상한 경계는 우주론적 성장 척도(CGS)에 의해 잘 재현되며, 이는 각 적색편이에서 붕괴하는 일반적인 다크 물질 홀로 질량을 추적하는 것으로, 비열역학적 구형 붕괴 모델이 예측한 기울기와 일치한다.
• 거대 은하의 MRR 기울기($ \log R_{1/2} \propto \log M_s^{0.54} $)는 구형 붕괴 모델의 이론적 예측과 밀도 높게 일치하며, 상한 경계의 기원이 기본적으로 우주론적 원인에 기인함을 시사한다.
• 저질량 은하의 경우, 냉각, 가열, 은하 외부 분출 등의 분산 과정이 점점 더 중요해지며, 이에 따라 MRR 기울기가 약 0.2로 감소한다. 이는 관측 결과와 일치한다.
• MRR 스트립의 하한 경계는 각 적색편이에서 붕괴하는 홀로의 일반적인 질량에 의해 결정되며, 이 경계 이하 영역은 희귀한 밀집 시스템을 제외하고는 대부분 은하가 존재하지 않는다.
• 홀로 수밀도 기반으로 구성된 시뮬레이션된 MRR 평면은 관측된 MRR와 뛰어난 일치를 보이며, 관측된 스트립의 위치와 형태까지 잘 재현한다.
• 시뮬레이션에서 고질량 영역은 단일 은하가 아닌 군집이나 덩어지를 포함하는 거대한 홀로를 포함하기 때문에 과잉으로 인플레이션되며, 이에 대한 보정(일대일 홀로-은하 대응 가정 수정)을 통해 관측 결과와의 일치도 향상된다.