[论文解读] Probing The Ultraviolet Luminosity Function of the Earliest Galaxies with the Renaissance Simulations

Brian W. O’Shea, John Wise+2 more|arXiv (Cornell University)|Mar 3, 2015

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用 4

一句话总结

本论文利用Blue Waters超级计算机上的高分辨率Renaissance模拟，对红移z ≈ 25–8时早期星系形成过程进行建模，结果表明由于低质量晕（Mvir < 2×10⁸ M⊙）中恒星形成被抑制，紫外光度函数在低光度端趋于平坦，并在≈7×10⁶ M⊙处出现明确的光度下限，此时恒星形成完全停止。该结果挑战了基于观测数据的Schechter函数拟合，预测光度函数的暗端斜率应为平坦而非陡峭。

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.

研究动机与目标

• 利用高分辨率宇宙学模拟解析高红移紫外光度函数的形状。
• 研究在z ≈ 25–8时限制低质量晕中恒星形成物理解释机制。
• 检验观测到的光度函数暗端斜率是否与物理反馈和冷却过程一致。
• 评估当前及未来深空巡天对最亮模拟星系的可探测性。
• 量化小体积模拟中的宇宙方差效应及其对解释JWST巡天结果的影响。

提出的方法

• 使用Enzo代码开展自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，具备高空间和质量分辨率。
• 引入物理丰富的模型，包括非平衡原初化学、依赖金属的冷却，以及通过Lyman-Werner辐射导致的H₂光解离。
• 利用Moray辐射传输求解器追踪星族演化，以模拟电离辐射和H₂破坏辐射场。
• 采用与晕质量函数卷积的恒星形成率（依赖于virial质量）和恒星占有分数，以模拟星系光度函数。
• 选取三个不同的宇宙学体积，以采样不同平均密度并评估宇宙方差效应。
• 将模拟的紫外光度函数与哈勃极深空场和前沿场的观测数据直接对比。

实验结果

研究问题

• RQ1 在z ≈ 25–8时，高红移紫外光度函数的真实形状是什么？其与基于观测数据的Schechter函数拟合结果相比有何差异？
• RQ2 在Mvir ≈ 2×10⁸ M⊙以下的低质量晕中，抑制恒星形成的物理机制是什么？恒星形成完全停止的质量阈值在何处？
• RQ3 邻近恒星形成晕发出的Lyman-Werner辐射如何影响原初晕中的H₂冷却和恒星形成？
• RQ4 紫外光度函数的下限是什么？它是否因恒星形成所需的最小晕质量而呈现明确的光度截止？
• RQ5 在z ≈ 25时，最亮的模拟星系是否可被当前及未来的空间望远镜探测到，尤其是在强引力透镜区域？

主要发现

• 模拟的紫外光度函数在低光度端呈平坦趋势（M₁₆₀₀ > -17），与基于观测数据的Schechter函数拟合所推断的陡峭暗端斜率相矛盾。
• 平坦性主要源于恒星形成率对晕virial质量的强烈依赖性，低质量晕中恒星形成显著受抑制。
• 在晕质量低于≈7×10⁶ M⊙时，恒星形成完全停止，确立了紫外光度函数的明确下限。
• 在晕质量低于≈2×10⁸ M⊙时，恒星无法形成，主要原因是冷却效率低下以及邻近源产生的Lyman-Werner辐射导致H₂光解离。
• 在z ≈ 25时最亮的模拟星系可能被当前及未来的超深空基望远镜巡天探测到，尤其在引力透镜区域。
• 一个基于模拟中晕质量函数和恒星占有分数的简单玩具模型，能够重现观测到的光度函数平坦化及终止特征。