אַסטרוֹנוֹמִיָה

מתווה היסטוגרמות של מסת כוכבים ומסת גז בהתחשב במסת הילה

מתווה היסטוגרמות של מסת כוכבים ומסת גז בהתחשב במסת הילה

אני סטודנט סטודנט שעושה קורס ראשון באסטרונומיה. אני עובד על פרויקט קטן. בו הוקצה לי מסה של הילה (1.444e12 $ M_ {sun} $). אני רוצה לשרטט היסטוגרמות של מסות כוכבים אפשריות ומסת גז עבור 100 גלקסיות בעלות מסה הקרובה למסת ההילה הנתונה.

כעת בחנתי את יחס המסה הכוכבית וההורה והבנתי שמסת הכוכבים האפשרית עבור מסת הילה נתונה יכולה לנוע בין 1e10 ל 1e11 $ M_ {sun} $. אבל אני לא יודע את ההתפלגות המדויקת של המוני כוכבים בתחום זה.

זה יהיה מועיל אם מישהו יכול לתת לי התחלה כיצד אוכל לעשות זאת?


הִתנַכְּלוּת¶

טמפרטורת מגרש לעומת צפיפות לחלקיקי הגז בתצלום.

מילות מפתח אופציונליות:

יחידות rho_: ציין את יחידות הצפיפות (ברירת המחדל היא אותן יחידות כמו מערך 'rho' הנוכחי)

סדר_: רשימה, מערך או כפול

גודל (t_range) חייב להיות 2. מציין את טווח הטמפרטורות.

rho_range: כפולה

גודל (rho_range) חייב להיות 2. מציין את טווח הצפיפות.

שני_שלבים: אם מתגלים חלקיקים דו-פאזיים, יש לשרטט כל שלב בנפרד ('לפצל'), או למזג אותם ('מיזוג')

ראה hist2d () לקבלת אפשרויות אחרות של מילות מפתח

pynbody.plot.gas. temp_profile ( sim , מרכז = נכון , r_units = 'kpc' , bin_spacing = 'equaln' , ברור = נכון , שם קובץ = אין , ** קווארגים ] [מקור] ¶

מרכז את המינימום הפוטנציאלי, יישר כך שהדיסק יהיה במישור ה- x-y, ואז התווה את פרופיל הטמפרטורה כפונקציה של רדיוס.


דוגמנות המשוב מ- HMXB & # 8217s

הכותבים משתמשים בגרסה של קוד GADGET-3 חלקיקי הידרודינמיקה חלקיקים (SPH) הכוללת מודל אבולוציה כימית, חימום וקירור קרינה (המאפשר לגז להתחמם ולהתקרר על ידי קרינה או ספיגת אנרגיה מפוטונים) ושיטות לכוכב היווצרות ומשוב סופרנובה מסופרנובה מסוג II וסוג Ia. חדש בעבודה זו, לעומת זאת, הוא מודל המדמה את המשוב מ- HMXB & # 8217s. בשל הרזולוציה הסופית של הסימולציות, הם בונים מודל המהווה אוכלוסייה של HMXB בגלקסיה, ולא HMXB בודדים. באמצעות אומדן ידוע להפצת המספר של הכוכבים (המכונה IMF) מעריכים המחברים כי כ -20% מהכוכבים המסיביים היוצרים חורים שחורים בצורת גלקסיה נתונה במערכות בינאריות. בסימולציות שלהן, מערכות אלה מפקידות 10 52 ארג של אנרגיה קינטית בסביבתן (בערך פי 10 מזו של פיצוץ סופרנובה יחיד), ומבלות כ -3 מיליון שנה בהקרנת קרני רנטגן בבהירות של כ -10 38 erg s -1. מספרים אלו אינם מוגבלים היטב, אולם המחברים בדקו כמה ערכים שונים ומצאו כי אלה מייצרים את כמות המשוב המציאותית ביותר (בהשוואה לתצפיות).

המחברים מייצרים שתי סימולציות קוסמולוגיות עיקריות, המתפתחות מהסטה אדומה גבוהה להסטה אדומה של כ -2 (כ -5 מיליארד שנה מהיום), תוך שימוש רק במשוב סופרנובה (המיועד S230-SN) ומשוב סופרנובה + משוב HMXB (המיועד S230-BHX ). הכותבים משתמשים בשתי הדמיות אלה כדי להשוות כיצד מודל משוב של HMXB משפיע על קצב היווצרות הכוכבים בסימולציות שלהם, ועל המאפיינים של יצירת כוכבים בגלקסיות בודדות בסימולציות שלהם. על חלק מהתוצאות הללו נדון להלן.


1. הקדמה

גלקסיות הן מרכיב חשוב בחומר הגלוי ביקום. בהתחשב במגוון המורפולוגיות והתכונות הכלליות שלהם, הם מתפתחים כתוצאה מכמה תהליכים פיזיקליים האחראים על האוכלוסיות השונות שאנו יכולים לצפות ביקום המקומי. הבנה מעמיקה של תהליכים אלה, בפרט תפקיד המרווה ומאזני הזמן / המסה הכרוכים בכך, תסתיים בצעד משמעותי קדימה בהבנת היווצרות הגלקסיה והתפתחותה.

ידוע היטב כי, באופן כללי, ניתן לסווג גלקסיות לשתי אוכלוסיות עיקריות על פי קצב פעילותן של יצירת כוכבים: מערכות יוצרות כוכבים וחפצים שקטים (פסיביים) (Blanton et al. 2003 Baldry et al. 2004 Balogh et al. 2004 Brinchmann et al. 2004 Kauffmann et al. 2004 Cassata et al. 2008 Pallero et al. 2019 Davies et al. 2019). גלקסיות היוצרות כוכבים יוצרות באופן פעיל כוכבים חדשים, בעלות צבעים כחולים ומורפולוגיות מאוחרות, והן בדרך כלל צעירות (Blanton et al. 2003 Kauffmann et al. 2003 Noeske et al. 2007 Wuyts et al. 2011). מצד שני, גלקסיות שקטות אינן מציגות פעילות של יצירת כוכבים, יש להן צבעים אדומים ומורפולוגיות מהסוג המוקדם והן בדרך כלל ישנות (Baldry et al. 2004 Gallazzi et al. 2008 Wetzel et al. 2012 van der Wel et al. 2014 ).

מאפייני גלקסיה נמצאים גם כתלויים הן בסביבה והן במסה הכוכבית. באופן כללי, לגלקסיות בסביבות צפופות יותר יש מורפולוגיות מסוג מוקדם והן פחות יוצרות כוכבים, אדומות יותר, מבוגרות ועשירות יותר במתכות (Dressler 1980 Kauffmann et al. 2004 Cooper et al. 2010 Peng et al. 2010 von der Linden. et al. 2010), ואותן מגמות עדיין תקפות לגלקסיות מסיביות יותר (Kauffmann et al. 2003 Baldry et al. 2006 Weinmann et al. 2006 Bamford et al. 2009 Peng et al. 2010). הסביבה ומסת הכוכבים נמצאו חשובים להרגעת הגלקסיות, אם כי עדיין אין לנו ידיעה ברורה שבין הסביבה למסה ממלא את התפקיד החשוב ביותר בכיבוי הגלקסיות (לפעמים מכנים אותו טבע / טיפוח. עימות).

במהלך השנים האחרונות הופעלו תהליכים פיזיקליים רבים הקשורים הן לסביבה והן למסה הכוכבית על מנת להסביר את מרווה הגלקסיות (Noeske et al. 2007 Peng et al. 2010 Sobral et al. 2011 Muzzin et al. 2012, 2013 Darvish et al. 2016 טרוסלר ואח '2018). בעבודתם החלוצית, Peng et al. (2010), שהשתמש בנתוני SDSS ו- zCOSMOS, הדגים את העצמאות ההדדית של המסה הכוכבית והסביבה בכיבוי הכוכבים. מהמודל האמפירי שהם בנו, הם הצליחו להפריד בין ההשפעות של כיבוי המוני וסביבתי, ומצאו כי מרווה המוני הוא התהליך העיקרי האחראי להרוות היווצרות כוכבים בגלקסיות עם, ללא תלות בסביבה והסטה אדומה. מצד שני, תהליכים סביבתיים הופכים להיות חשובים בהסטה אדומה נמוכה ולגלקסיות בעלות מסה נמוכה. בקיצור, גלקסיות מסיביות מרווחות יותר על ידי תהליכים פנימיים שאינם תלויים בסביבה בה הן שוכנות, וגלקסיות בסביבה צפופה יותר מרוות ככל הנראה על ידי תהליכים שאינם תלויים במסת הכוכבים שלהם.

מרווה המוני מתייחס בדרך כלל לתהליכים פנימיים התלויים בעיקר במסת הגלקסיה. הוצעו תהליכים שונים בהתאם למשטר ההמוני הכוכבי האופייני. במשטר בעל המסה הנמוכה (), זרימת גז המונעת על ידי משוב כוכבי כמו רוחות כוכבים / קרינה או פיצוצים בסופרנובה נחשבות למלא תפקיד חשוב בכיבוי כוכבים (Larson 1974 Dekel & amp Silk 1986 Dalla Vecchia & amp Schaye 2008). לגלקסיות מסיביות יותר (), במיוחד לאלה עם רכיב בליטה בולט, נראה כי משוב AGN יעיל יותר לעצירת היווצרות הכוכבים. ה- AGN יכול להיות חזק מספיק כדי לחמם את הגז הקר שמסביב על ידי הזרקת אנרגיה באמצעות סילוני רדיו או רוחות, או אפילו לטאטא את תוכן הגז באמצעות זרמים חזקים (Croton et al. 2006 Fabian 2012 Fang et al. 2013 Cicone et al. 2014 ברמר ואח '.2018).

מרווה סביבתי נועד בדרך כלל כתהליך, או סדרת תהליכים, שמרווים היווצרות כוכבים בגלל אינטראקציות בין גלקסיות וסביבתן, כגון הפשטת לחץ איל (Gunn & amp Gott 1972 Poggianti et al. 2017), חניקה או רעב (Larson et. 1980 מור ואח '1999), והטרדות (Farouki & amp Shapiro 1981 Mor et al. 1996). הפשטת לחץ איל באשכולות מסירה את הגז הקר במדיום הבין כוכבי (ISM) עקב האינטראקציה בינו לבין המדיום התוך-שבתי, ובכך מעכב היווצרות כוכבים נוספת אלא אם כן גז חם יכול להתקרר ולהשלים את מאגר הגז הקר. רעב (או חנק) הוא תהליך שמניחים שהוא מיידי ברגע שגלקסיה נסתרת במערכת גדולה ומסיר לחלוטין את הגז החם הזמין לקירור, ובכך מכבה את הדלק להמשך היווצרות הכוכבים. הטרדות הן תוצאה של מפגשים קרובים של גלקסיה – גלקסיה, מה שעלול להוביל להסרת גז ולהפיכת חלק מהגז הקר לכוכבים.

ניתן לסווג אחרת את כל התהליכים המוניים / סביבתיים הנ"ל כתהליכים הפועלים על גלקסיות מרכזיות (מרווה המונית) ועל גלקסיות לוויניות (מרווה סביבתי). מרכזים הם גלקסיות שדה או הגלקסיות המסיביות ביותר השוכנות במרכז קבוצות / אשכולות, ואילו לוויינים היו בעבר מרכזים והפכו לוויינים לאחר שהצטברו למערכת גדולה יותר. דיכוטומיה מרכזית / לוויינית זו שימשה לעיתים קרובות (במיוחד בצד התיאורטי) כמקבילה עם מרווה מסה / סביבתי (למשל, ואן דן בוש ואח '. 2008 Peng et al. 2012 Wetzel et al. 2013 Contini et al. 2017b) .

כדי להבין מה מרווה השולט במהלך ההיסטוריה האבולוציונית של הגלקסיות, יש צורך להפריד בין תרומתם. בשנים האחרונות מחקרים רבים התמקדו בנקודה זו (למשל, Kauffmann et al. 2003 Muzzin et al. 2012 Koyama et al. 2013 Darvish et al. 2016 Laganá & amp Ulmer 2018 והפניות שם) כדי להבין כיצד קצב היווצרות הכוכבים. (SFR) או צבעים תלויים במסת ההילה / המרחק האשכול במסה כוכבית קבועה, המכמת את מרווה ההמונים, וכיצד ה- SFR–M* היחסים משתנים כפונקציה של הסביבה, המכמתת את ההרווה הסביבתית, בשינויים אדומים שונים. למרות שאנו יודעים שמסה כוכבית ממלאת תפקיד, התמונה עדיין לא ברורה לגבי הנוגעים לסביבה. חבורה של מחקרים מצאה כי גלקסיות נוטות יותר להיות מרוות או אדומות בהילות מסיביות יותר (ראה למשל, Balogh et al. 2000 De Propris et al. 2004 Weinmann et al. 2006 Blanton & amp Berlind 2007 Kimm et al. 2009) אך אחרים (למשל, Pasquali et al. 2009 Vulcani et al. 2010 Muzzin et al. 2012 Koyama et al. 2013 Darvish et al. 2016 Laganá & amp Ulmer 2018) לא מצאו תלות או מעט תלות במסת הילה או במרחק אשכולות.

במאמר זה אנו משתמשים במודל האנליטי המתואר ב- Contini et al. (2017a, 2017b) יחד עם עץ מיזוג שנבנה ברזולוציה גבוהה נהדמיית גוף. המודל פותח במטרה להתאים את פונקציית המסה הכוכבית בהזזה אדומה גבוהה ולחזות את התפתחותו עם הזמן, עם ממוצע (1σ) דיוק של & lt0.1 dex ביותר משלושה סדרי גודל במסת הכוכבים ב z

0.3. המודל שלנו מתייחס להרוות היווצרות הכוכבים על פי ריקבון אקספוננציאלי של קצב היווצרות הכוכבים עם הזמן, שתלוי בכמה תכונות גלקסיות כמו מסת כוכבים או סוג (לווין / מרכזי). הסביבה וכיבוי המונים כבר מיושמים במודל שלנו. המטרה העיקרית של מאמר זה היא לזהות את מצב המרווה העיקרי (מסה או סביבה) כפונקציה של העברה אדומה ולהשוות את התוצאות שלנו לתוצאות הקיימות בספרות.

מאמר זה בנוי כדלקמן. בסעיף 2 אנו מתארים את המאפיינים העיקריים של המודל והסימולציה שלנו. בסעיף 3 אנו מציגים את התוצאות שלנו, אשר יידונו במלואן בסעיף 4. בסעיף 5 אנו מסכמים את המסקנות העיקריות של הניתוח שלנו. במהלך מאמר זה אנו משתמשים בקוסמולוגיה סטנדרטית, כלומר Ωλ = 0.73, ΩM = 0.27, Ωב = 0.044, ח = 0.7, ו- σ8 = 0.81. מסות כוכבים מחושבות על ידי הנחת פונקציית מסה ראשונית (2003) של Chabrier (2003).


הגלקסיות הננסיות הקלושות ביותר

יהושע ד. סימון
כרך א ' 57, 2019

תַקצִיר

גלקסיות הלוויין של אור החלב בעלות האור הנמוך ביותר (L) מייצגות את הגבול התחתון הקיצוני של פונקציית בהירות הגלקסיה. גמדים קלושים במיוחד הם מערכות הכוכבים הוותיקות ביותר, השולטות ביותר בחומר, דלות מתכת והפחות כימיות. קרא עוד

חומרים משלימים

איור 1: מפקד גלקסיות הלוויין של שביל החלב כפונקציה של זמן. האובייקטים המוצגים כאן כוללים את כל גלקסיות הגמדים המאושרות בספקטרוסקופיה וכן את אלה החשודים כגמדים על בסיס l.

איור 2: התפלגות לווייני שביל החלב בעוצמה מוחלטת () ורדיוס חצי אור. גלקסיות ננסיות מאושרות מוצגות כעיגולים מלאים בכחול כהה, וחפצים החשודים כגלגלים ננסיים.

איור 3: פיזור מהירות קו ראייה של לווייני שביל החלב הקלוש ביותר כפונקציה בסדר גודל מוחלט. מדידות ואי וודאות מוצגים כנקודות כחולות עם פסי שגיאה, ו- 90% ג.

איור 4: (א) מסות דינמיות של לווייני שביל החלב הקלים במיוחד כפונקציה של בהירות. (ב) יחסי מסה-לאור ברדיוס חצי האור עבור לווייני שביל החלב הקלים במיוחד.

איור 5: מתכתי כוכבי ממוצע של לווייני שביל החלב כפונקציה בסדר גודל מוחלט. גלקסיות גמדיות מאושרות מוצגות כעיגולים מלאי כחול כהה, וחפצים החשודים כגמדים.

איור 6: פונקציית חלוקת מתכות של כוכבים בגמדים חלשים במיוחד. הפניות למתכתיות המוצגות כאן מפורטות בטבלה משלימה 1. נציין כי נתונים אלה הם הטרוגניים למדי.

איור 7: דפוסי שפע כימיים של כוכבים ב- UFD. מוצגים כאן יחסי (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] ו- (c) [Ba / Fe] כפונקציות של מתכתיות, בהתאמה. כוכבי ה- UFD מתוארים כדיאמו צבעוני.

איור 8: זיהוי של מערכות כוכבים חלשות כפונקציות של מרחק, גודל מוחלט ועומק הסקר. העקומה האדומה מראה את בהירות הכוכב הבהיר ביותר באובייקט כפונקציה.

איור 9: (א) דיאגרמת צבע-גודל של קטע 1 (פוטומטריה של Muñoz et al. 2018). אזורי העוצמה הכחולים והוורודים המוצלים מציינים את העומק המשוער אליו ניתן להגיע עם המדיום הקיים.


שיטות

מערך נתוני תצפית

נתוני התצפית שאובים משני קטלוגים קשורים לגלקסיות. הראשון הוא 'המדגם המייצג' של סקר xGASS 14 (ראה http://xgass.icrar.org) המפרט המוני כוכבים, SFR ו- האני מסות (בין יתר המאפיינים) של 1179 גלקסיות סמוכות (0.01 & lt z & lt 0.05) עם מגוון רחב של המוני כוכבים (Mכוכב = 10 9 − 10 11.5 M ). הקטלוג השני הוא סקר xCOLD GASS 13 (ראה http://www.star.ucl.ac.uk/xCOLDGASS) הכולל המוני כוכבים, SFR ו- ה2 מסות של 532 גלקסיות עם אותה התפשטות מסה אדומה והכוכבית. בהירות ה- CO ל- H2 גורם ההמרה המוני שאומץ על ידי xCOLD GASS נגזר מניתוח העברה מקרין של הדמיות ISM מרובות שלבים יחד עם קשרים אמפיריים בין פליטת קו CII ו- CO, מתכתיות שלב גז וקיזוז מ- SFS 65. שני הקטלוגים אוחדו עם צירוף חיצוני בהתבסס על מזהי קטלוג ה- GASS שסופקו, וכתוצאה מכך הושג מערך נתונים משולב של 1234 גלקסיות סמוכות. החפיפה בין שני הקטלוגים גבוהה מאוד (רק 55 מהגלקסיות במדגם ה- xCOLD GASS אינן חלק מ- xGASS) מה שהופך את קטלוג ה- xGASS / xCOLD GASS המשולב לקבוצת נתונים מצוינת לחקר המתאמים בין SFR, האני, ו ה2 המוני גלקסיות סמוכות. המוני הכוכבים בקטלוג המשותף הוחלפו באומדנים המוניים של SDSS Data Release 7 (DR7) 66, שזמינים בכתובת https://home.strw.leidenuniv.nl/jarle/SDSS. ההמונים המקוריים והכוכבים המעודכנים מסכימים ליותר מ -1% לכל גלקסיות פרט לתריסר. הנתונים המעודכנים של SDSS DR7 מספקים גם אי ודאות במדידת מסה כוכבית (שהם

0.08–0.1 dex למעל 80% מהגלקסיות). הקטלוג המשותף זמין כנתונים משלימים, ראה הערה משלימה 4.

הניתוח במאמר זה עושה שימוש בשתי דוגמאות משנה שנוצרו מהקטלוג המשותף. ראשית, כל 1012 הגלקסיות עם Mכוכב = 10 9 − 10 11 M מהמדגם המייצג נבחרים מהקטלוג המשותף ליצירת 'מדגם xGASS / xCOLD GASS מייצג'. שנית, כל 1066 הגלקסיות עם Mכוכב = 10 9 − 10 11 M מהקטלוג המשותף יוצרים 'מדגם xGASS / xCOLD GASS המורחב'. שתי הדגימות דומות, אך זו האחרונה כוללת 43 גלקסיות נוספות עם H מדוד2 המוני ו -11 גלקסיות נוספות שלא זוהו בח '2. ממוצע ה- SFR של 54 מקורות נוספים אלה הוא

7.1M yr -1 שהוא כמעט גורם 5 גבוה יותר מממוצע ה- SFR במדגם המייצג, בעוד שהממוצע הכוכבי הממוצע (lgMכוכב/M

10.2) כמעט זהים. זה מראה כי התפרצויות כוכבים מהוות חלק גדול ממקורות נוספים אלה. לפיכך, הדגימה המורחבת מאפשרת להגביל טוב יותר את תכונות הגלקסיות המתפרצות בכוכבים במחיר הטיה של הפרופורציות בין גלקסיות המתפרצות לכוכבים.

לכ- 30% מהגלקסיות במערך הנתונים המשולב יש אומדני SFR אך אין להם כימות של חוסר הוודאות שלהן. שתי אפשרויות נשקלו. אפשרות ראשונה היא לסמן את ה- SFR של כל הגלקסיות הללו כחסרות, מה שמביא לכך שחלק גדול מהערכות ה- SFR הזמינות לא נכללות מהניתוח. גישה אלטרנטיבית מורכבת מזקיפת אי וודאות ב- SFR על בסיס ניתוח רגרסיה באופן ספציפי, אי-הוודאות ב- SFR יכולה להתאים כפונקציה של ה- SFR והמסה הכוכבית לאותן גלקסיות עם אי וודאות SFR. הניתוח כפי שהוצג במאמר עוקב אחר הגישה השנייה, אך לא נמצאו הבדלים מהותיים כאשר נבחרה האפשרות הראשונה. כל מדידות ה- SFR מצונזרות אם ה- SFR נמוך מאי-הוודאות במדידה. מדידות אי וודאות של לא מזוהה האני (CO) מקורות מוגדרים ל- 1/5 מתוך 5σ (1/3 ה -3σ) מגבלת הזיהוי שניתנה בקטלוג xGASS (xCOLD GASS).

מודל רב מימדי של יצירת כוכבים ותכולת גז

ההתפלגות המשותפת של SFR בפועל, גז מולקולרי, וגז נייטרלי במסה כוכבית קבועה Mכוכב מעוצב כהפצה רב-משתנית המורכבת ממרכיב רציף ו'מרכיב אפס 'בדיד. רכיב האפס מהווה גלקסיות בעלות SFR ונעלמות המוני גז, ואילו הרכיב הרציף מדגמן את כל הגלקסיות האחרות, כולל גלקסיות רגילות ויוצרות כוכבים עם יוצאי SFR ו / או מסות גז גבוהות 20,21,67. לפיכך, צפיפות ההסתברות היא

איפה θ הוא מכלול הפרמטרים המתאר את הרכיב הרציף, בעוד π0 היא ההסתברות של גלקסיה להשתייך למרכיב האפס ו δ היא פונקציית הדלתא של Dirac. שניהם θ ו π0 הם פונקציות של Mכוכב. בנוסף למודל דו רכיבי זה, נחקר מודל בן שמונה רכיבים. באחרונה, גלקסיות יכולות להיות שייכות (או לא שייכות) למרכיב אפס לכל אחד מה- SFR, (_ <<< rm>> _ << rm>>>,_ <<< rm>> _ <2>> ), כלומר, הם יכולים לקבל SFRs נעלמים אך לא מסתלקים מסיבי גז ולהיפך. לפיכך, במודל שמונה הרכיבים ישנם שבעה רכיבים אפסיים (חלקיים) ורכיב אחד רציף לחלוטין. עם זאת, ניתוח בייסיאני הראה כי רק שניים משמונת המרכיבים תורמים באופן משמעותי להסתברות הכוללת. שני המרכיבים הללו הם הרכיב האפס והמרכיב הרציף במודל הדו-רכיבי. כתוצאה מכך, מודל הדו-רכיבים אומץ כבחירת ברירת המחדל.

המרכיב הרציף של חלוקת המפרק מעוצב בעזרת קופולה גאוסית. גישה זו כללית התפלגויות נורמליות מרובות משתנים כדי לאפשר הפצות שוליות רציפות שרירותיות. מבנה המתאם נלכד במלואו על ידי 3 המקדמים מחוץ לאלכסון של מטריצת מתאם 3 × 3 רבעוד שההתפלגויות השוליות (החד-ממדיות) מעוצבות כתערובת של שתי התפלגויות גמא. רכיב הגאמה הראשון תואם SFR או מסות גז של גלקסיות רגילות היוצרות כוכבים. היא מתומנתת על ידי צורה (אSF) וקנה מידה (בSFפרמטר. רכיב הגמא השני והתת דומיננטי מהווה חריגים עם SFR גבוהים (כלומר, התפרצויות כוכבים) או מסות גז 23. הפרמטרים שלו הם אSF, בחוץ, בSF, בחוץ. הנה, הסקאלה בSF, בחוץ נמדד ביחס לשיא ה- SFS. מיקום השיא של ה- SFS מוגדר באופן טבעי כמצב של התפלגות lgSFR של גלקסיות לאחר אי הכללת התפרצויות כוכבים ורכיב האפס. עבור SFR המופצים בגאמה עם פרמטרים אSF ו בSF, שיאו של ה- SFS הוא ב אSFבSF. מיקום השיא מוגדר באופן דומה עבור NGS ו- MGS. השבר של רכיב הגמא השני בתערובת הגמא ניתן על ידי fSF, בחוץ. ההתפלגויות השוליות של האני ו ה2 ב קבוע Mכוכב מעוצבים בצורה מקבילה לחלוטין.

פרמטרי השיפוע והסולם של רכיב הגמא העיקרי מעוצבים כפונקציות ליניאריות של lgMכוכב עם שיפועים M ומיירטים נ לכל פרמטר, ראה הערה משלימה 1 לפרטים. זוויות השיפוע ( ( phi = arctan (m) )) ומרחקים מאונכים למוצא ( (d = n cos ( phi) )) משמשים כפרמטרים המודליים בפועל 68 במקום M ו נ. בהתחשב במספר המצומצם יחסית של גלקסיות עם SFR קיצוני או מסות גז במדגם התצפית, לא נעשה שום ניסיון לדגמן את התלות המונית הכוכבית של אSF, בחוץ, בSF, בחוץ, ו fSF, בחוץ. לעומת זאת, חלק ניכר מהגלקסיות שייך למרכיב האפס על פי התחזיות של המודל האמין. שבר זה צריך להיות תלוי ב Mכוכב בהתחשב בעלייה בשבר השקט של הגלקסיות עם מסה כוכבית 69. מכאן, הלוגיט של π0, מוגדר כ- (< rm> < pi> _ <0> = mathrm, (< pi> _ <0> / (1 - < pi> _ <0>)) ), מעוצב כפונקציה לינארית של lgMכוכב, עם זווית שיפוע (ϕ0) והמרחק הניצב למקור (ד0) כפרמטרים העיקריים.

המספר הכולל של הפרמטרים של המודל הוא 26. ישנם 7 × 3 פרמטרים המציינים את השיפוע והיירט של הפרמטרים התלויים במסה הכוכבית של תערובת הגמא עבור מסיבי גז ניטרליים ומולקולריים, שלושה מקדמי מתאם, וכן שני פרמטרים המגדירים את תלות המסה הכוכבית של רכיב האפס. הערכות לכל פרמטרי המודל ניתנות בהערה משלימה 1.

ניתוח בייזיאני

הסבירות לפרמטרים של המודל בהתחשב בנתוני התצפית מחושבת באמצעות LEO-Py 20, הזמינה בכתובת https://github.com/rfeldmann/leopy. אומדן הסבירות מסביר את אי הוודאות התצפיתית ומגבלות הגילוי של מדידות SFR ומסת גז. ההנחה היא כי שגיאות מדידה מופצות באופן רגיל עם ממוצע אפס וסטיית תקן הניתנת על ידי חוסר הוודאות במדידה. חסרי SFR, האני, או ה2 מניחים שהמונים חסרים באופן אקראי (MAR), כלומר, הסבירות שחסר ערך מסוים עשויה להיות תלויה בתכונות גלקסיות אחרות (למשל, במסת הכוכבים) אך לא בערך החסר עצמו. מוקדמים חלשים מאוד מאומצים לכל פרמטרי המודל. משתמשים בקדימונים אחידים ותחומים לכל זווית שיפוע ϕ ומרחק מאונך ד. הקודם עבור הווקטור 3 של מקדמי המתאם מעוצב כאחיד על פני נפח המשנה של (-1, 1) 3 שעבורו מטריצת המתאם חיובית למחצה ואפס אחרת. ההסתברות לפרמטרים של המודל בהתחשב בנתוני התצפית ניתנת (מודולו קבוע של מידתיות) על ידי תוצר הסבירות והקדם. עם זאת, מכיוון שכל הקודמים שאומצו הם אחידים בגבולות הפרמטר, הסתברות זו שווה את הסבירות (מודולו קבוע של פרופורציונליות) בכל פעם שכל הפרמטרים נמצאים בתחומם, ו 0 אחרת, ובכך מפשט את הניתוח. חלוקת ההסתברות האחורית של פרמטרי המודל נדגמה עם דגימות אנסמבל MCMC emcee 24. Emcee הופעל בסך כולל של 15000 מדרגות באמצעות 1720 הליכונים ועם פרמטר בקנה מידה הצעה של 1.5. 4000 הצעדים הראשונים נחשבו לשרופות ונזרקו מהניתוח. כדי להפחית את זמן שעון הקיר, מדידות אי וודאות של המוני כוכבים (

התעלמו מ- 0.09 dex). עם זאת, הפשטה זו אינה משפיעה באופן משמעותי על התוצאות שהוצגו, ראה לוחות משלימים 1-4. יתר על כן, כל חישובי ה- MCMC התנהלו במקביל ל- MPI על 864 ליבות במרכז המחשוב העל-שוויצרי.

תצפיות מדומות

העבודה הנוכחית משתמשת בנתונים מדומים כדי לאשר שהמודל מספק תיאור סביר של התצפיות וכדי לבנות את התפלגות ההסתברות של מאפייני הגלקסיה בפועל וגם לכאורה עבור קבוצה מסוימת של פרמטרים מודליים. ההליך שלהלן מייצר קטלוג מדומה בגודל שצוין (נלִלְעוֹג). ראשון, נלִלְעוֹג מסות כוכבים נמשכות מהתפלגות המסה בפועל של מערך הנתונים xGASS / xCOLD GASS. שנית, אובייקט מדומה נתון מוקצה באופן אקראי למרכיב האפס או למרכיב הרציף של ההתפלגות המשותפת בהסתברות π0 זה תלוי במסה הכוכבית. לאובייקטים מדומים ברכיב האפס מוקצים אפס SFR ומסי גז בפועל.

לכל אובייקט מדומה ברכיב הרציף, משתנה אקראי תלת מימדי ( overrightarrow=(_ <<< rm>>_<2>>,_ <<< rm>> _ << rm>>>,_ << rm>>) ) נשאב מהתפלגות נורמלית משותפת עם מטריצת משתנות הניתנת על ידי מטריצת מתאם ר. ר מוגדר במלואו על ידי פרמטרי המודל. לאחר מכן, ( overrightarrow) מומר לשלושה וקטורים ( overrightarrow) של בפועל (_ <<< rm>>_<2>>) , (_ <<< rm>> _ << rm>>> ), וערכי SFR באמצעות המיפוי ​​(_=_^ <-1> circ Phi (_)) איפה איקס ∈ <>2, חאני, SF> תואם את אחת התצפיות ( (_ <<< rm>>_<2>>) , (_ <<< rm>> _ << rm>>> , או SFR), Fאיקס הוא ההתפלגות המצטברת של הנצפה המתאימה ל איקס עבור נתון Mכוכב, ו Φ הוא ההתפלגות המצטברת של ההתפלגות הרגילה הרגילה.

שלישית, חוסר הוודאות התצפיתית מחושב עבור כל האובייקטים המדומים בהתבסס על הערכים של ( overrightarrow) ו Mכוכב. מקביל לגישה הנדונה ב"מערכת נתונים תצפיתיים ", אי וודאות תצפיתית של SFR, (_ <<< rm>> _ << rm>>> ), ו- (_ <<< rm>> _ <2>> ) מוערכים באמצעות רגרסיה לינארית תוך שימוש בערך של תצפיות אלה ו- lgMכוכב כמנבאים. שגיאות תצפית ( delta overrightarrow) (שואב מהתפלגות נורמלית רב-משתנית סטנדרטית אך הוחלף מחדש כך שסטיות התקן ניתנות על ידי אי-הוודאות התצפיתית שחושבו בעבר) מתווספות ל- ( overrightarrow) כדי להשיג תצפיות לכאורה (מדומות), כלומר (< overrightarrow> ^ << rm>> = overrightarrow+ delta overrightarrow). לבסוף, תצפיות מדומות שיוצאות מתחת לגבולות הזיהוי שלהן (3-σ ל (_ <<< rm>>_<2>>) , 5-σ ל (_ <<< rm>> _ << rm>>>) , 1-σ עבור SFR) מסומנים כצנזורה.

מודל אבולוציוני

העיתון מציג מודל אנליטי של הטופס

ומנתח כמה מתחזיותיו. במשוואה לעיל, t הוא הזמן הקוסמי, (_ << rm>>=_ << rm>, << rm>>_<2>>/_ <<< rm>> _ <2>> ) הוא זמן הדלדול הכולל של הגז, (_ <<< rm>>_<2>>=_ <<< rm>>_<2>>/_ << rm>> ) הוא חלק הגז המולקולרי, Mגַז(t, ס) היא משפחה של היסטוריה ידועה של מסת גז, ו ס הוא פרמטר חד ממדי המציין מסלול אבולוציוני נתון. ה- SFR הוא נגזרת הזמן של המסה הכוכבית, כלומר, SFR (t, ס) = ∂Mכוכב(t, ס)/∂t, כל עוד לא מתעלמים מאובדן המוני הכוכבי והסתגלות המונית באמצעות מיזוגים בגלקסיות. ניתן להסביר חלקית לשניים על ידי אימוץ הערכת מיחזור מידית 70,71, ואילו זו מהווה הנחה סבירה בהתחשב בכך שגלקסיות יוצרות כוכבים רוכשות את מרבית המסה הכוכבית שלהן באמצעות היווצרות כוכבים במקום 72.

כפי שמוצג ב"זמני דלדול הגז ", דלדול הגז המולקולרי לגלקסיות אופייניות לכוכבים הוא פונקציה של חוק כוח של Mכוכב ו- SFR ועלול להיות בלתי תלוי ב- z, כלומר, (_ << rm>, << rm>>_<2>>(_ << rm>>, < rm>) propto _ << rm>> ^ < beta> << rm>> ^ < אלפא> ). יתר על כן, כפי שנדון ב"דיון "והוצג באיור משלים 6, שבר הגז המולקולרי תלוי Mכוכב (ובאופן פוטנציאלי t) אך לא באופן משמעותי ב- SFR. מכאן, שוויון (5) ניתן לכתוב גם כ

משוואה (6) יחד עם Mכוכב(0, ס) = 0 היא בעיה ערכית ראשונית עבור כל קבוע נתון ס. ניתן לפתור אותו באופן מספרי, למשל, בעזרת הפונקציה solve_ivp ממודול ה- scipy.integrate של Python, כדי להשיג Mכוכב(t, ס) לכולם t. בהמשך, ניתן להשיג SFRs ממשוואה (6), ממסות גז מולקולריות באמצעות (_ <<< rm>>_<2>>=_ << rm>, << rm>> _ <2>> < rm> ), ומסתי גז ניטרליים (כולל הליום) באמצעות (_ <<< rm>> _ << rm>>>=_ << rm>>-_ <<< rm>> _ <2>> ). כיוון שהמודל האבולוציוני משתמש בצורות הפונקציונליות של SFS, NGS ו- MGS באופן עקיף בלבד, באמצעות (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) ו- (_ <<< rm>> _ <2>> ), זה לא בהכרח יכול לחזות קשרי קנה מידה בהסכמה עם אלה המוצגים באיור 1. לדוגמא, שיפוע ה- SFS שלהם יהיה ליניארי בדיוק אם הגלקסיות יתפתחו בהתאם (6) עם גז קבוע המונים ו (_ <<< rm>> _ <2>> propto _ << rm>> ^ < gamma> ) (ראה דיון משלים). השוואה בין חיזוי מודלים ומדידות תצפית של ה- SFS, MGS ו- NGS, מאפשרת בכך לשים אילוצים בהיסטוריה של צמיחת הגז בגלקסיות.

משוואה (1) היא קירוב לחוק כוח עבור (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) כפונקציה של SFR ו- Mכוכב. זו אמנם הבחירה המקובלת, אך גישה חלופית היא להתאים לזמן הדלדול המולקולרי ההדדי (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) כפונקציה של חוק כוח של (_ <<< rm>> _ <2>> ) ו- Mכוכב, כלומר, (_ << rm>, << rm>>_<2>>^<-1>(_ << rm>>,_ <<< rm>> _ <2>>) = a ^ < prime>_ << rm>> ^ <- beta ^ < prime >>_ <<< rm>> _ <2>> ^ <- alpha ^ < prime >> ). כפי שמוצג באיור משלים 8 (ראה הערה משלימה 5), (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) סולמות חלשים עם (_ <<< rm>> _ <2>> ) ( ( alpha ^ < prime> = - 0.17 )) בהסכמה איכותית עם התלות החלשה ב- SFR של (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) במשוואה (1). ה- SFR של גלקסיות נתונות (_ <<< rm>> _ <2>> ) ו- Mכוכב ניתן לחשב בעזרת (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) כדלקמן:

מודל חלופי זה הוא זהה לצורה של Eq. (6) וכך ניתן לפתור באותו אופן. למעשה, שני הדגמים זהים אם ( beta ^ < prime> = beta / (1+ alpha) ), ( alpha ^ < prime> = alpha / (1+ alpha) ) ו- (a ^ < prime> = a ).


איך מתות גלקסיות: תובנות חדשות על מרווה של יצירת כוכבים

תיאוריה חדשה מסבירה כיצד חורים שחורים צומחים כפונקציה של מסת הגלקסיה ובסופו של דבר מרווים את יצירת הכוכבים בגלקסיות המארחות שלהם. התמונות בגרף זה הן של גלקסיות סמוכות בעידן הנוכחי שצולמו על ידי סקר השמים הדיגיטלי של סלואן, שנבחר לייצג את התפתחות הגלקסיה. הגרף מראה כיצד האבולוציה של גלקסיות קטנות וצפופות שונה מזו של גלקסיות גדולות ומפוזרות יותר. לגלקסיות צפופות יותר יש חורים שחורים גדולים יותר למסתם ולכן הם מרווים מוקדם יותר, במסה נמוכה יותר, ואילו בגלקסיות המפוזרות יותר יש חורים שחורים קטנים יותר למסתם ועליהם לצמוח יותר לפני שמתרחשת כיבוי. המעבר למדרון תלול יותר מסמן את הכניסה ל"עמק הירוק ", שם מתחילה ההרווה מאוד. התיאוריה אומרת כי חורים שחורים מתחילים לצמוח מהר יותר בשלב זה. שביל החלב שלנו נמצא כעת בנקודה קריטית זו, והחור השחור שלה צפוי לגדול בעוד גורם של שלושה לפני שהרווחה מלאה. קרדיט: סנדרה פאבר / סופיה קווירוס / SDSS

אסטרונומים שחוקרים אבולוציה של גלקסיות נאבקים זמן רב להבין מה גורם להיווצרות כוכבים בגלקסיות מסיביות. למרות שהוצעו תיאוריות רבות להסביר את התהליך הזה, המכונה "מרווה", עדיין אין הסכמה לגבי מודל מספק.

כעת, צוות בינלאומי בראשות סנדרה פאבר, פרופסור אמריטה לאסטרונומיה ואסטרופיזיקה באוניברסיטת UC סנטה קרוז, הציע מודל חדש המסביר בהצלחה מגוון רחב של תצפיות אודות מבנה הגלקסיה, חורים שחורים סופר-מסיביים והרווחת היווצרות הכוכבים. החוקרים הציגו את ממצאיהם במאמר שפורסם ב -1 ביולי ב יומן אסטרופיזי.

The model supports one of the leading ideas about quenching which attributes it to black hole "feedback," the energy released into a galaxy and its surroundings from a central supermassive black hole as matter falls into the black hole and feeds its growth. This energetic feedback heats, ejects, or otherwise disrupts the galaxy's gas supply, preventing the infall of gas from the galaxy's halo to feed star formation.

"The idea is that in star-forming galaxies, the central black hole is like a parasite that ultimately grows and kills the host," Faber explained. "That's been said before, but we haven't had clear rules to say when a black hole is big enough to shut down star formation in its host galaxy, and now we have quantitative rules that actually work to explain our observations."

The basic idea involves the relationship between the mass of the stars in a galaxy (stellar mass), how spread out those stars are (the galaxy's radius), and the mass of the central black hole. For star-forming galaxies with a given stellar mass, the density of stars in the center of the galaxy correlates with the radius of the galaxy so that galaxies with bigger radii have lower central stellar densities. Assuming that the mass of the central black hole scales with the central stellar density, star-forming galaxies with larger radii (at a given stellar mass) will have lower black-hole masses.

What that means, Faber explained, is that larger galaxies (those with larger radii for a given stellar mass) have to evolve further and build up a higher stellar mass before their central black holes can grow large enough to quench star formation. Thus, small-radius galaxies quench at lower masses than large-radius galaxies.

"That is the new insight, that if galaxies with large radii have smaller black holes at a given stellar mass, and if black hole feedback is important for quenching, then large-radius galaxies have to evolve further," she said. "If you put together all these assumptions, amazingly, you can reproduce a large number of observed trends in the structural properties of galaxies."

This explains, for example, why more massive quenched galaxies have higher central stellar densities, larger radii, and larger central black holes.

Based on this model, the researchers concluded that quenching begins when the total energy emitted from the black hole is approximately four times the gravitational binding energy of the gas in the galactic halo. The binding energy refers to the gravitational force that holds the gas within the halo of dark matter enveloping the galaxy. Quenching is complete when the total energy emitted from the black hole is twenty times the binding energy of the gas in the galactic halo.

Faber emphasized that the model does not yet explain in detail the physical mechanisms involved in the quenching of star formation. "The key physical processes that this simple theory evokes are not yet understood," she said. "The virtue of this, though, is that having simple rules for each step in the process challenges theorists to come up with physical mechanisms that explain each step."

Astronomers are accustomed to thinking in terms of diagrams that plot the relations between different properties of galaxies and show how they change over time. These diagrams reveal the dramatic differences in structure between star-forming and quenched galaxies and the sharp boundaries between them. Because star formation emits a lot of light at the blue end of the color spectrum, astronomers refer to "blue" star-forming galaxies, "red" quiescent galaxies, and the "green valley" as the transition between them. Which stage a galaxy is in is revealed by its star formation rate.

One of the study's conclusions is that the growth rate of black holes must change as galaxies evolve from one stage to the next. The observational evidence suggests that most of the black hole growth occurs in the green valley when galaxies are beginning to quench.

"The black hole seems to be unleashed just as star formation slows down," Faber said. "This was a revelation, because it explains why black hole masses in star-forming galaxies follow one scaling law, while black holes in quenched galaxies follow another scaling law. That makes sense if black hole mass grows rapidly while in the green valley."

Faber and her collaborators have been discussing these issues for many years. Since 2010, Faber has co-led a major Hubble Space Telescope galaxy survey program (CANDELS, the Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), which produced the data used in this study. In analyzing the CANDELS data, she has worked closely with a team led by Joel Primack, UCSC professor emeritus of physics, which developed the Bolshoi cosmological simulation of the evolution of the dark matter halos in which galaxies form. These halos provide the scaffolding on which the theory builds the early star-forming phase of galaxy evolution before quenching.

The central ideas in the paper emerged from analyses of CANDELS data and first struck Faber about four years ago. "It suddenly leaped out at me, and I realized if we put all these things together—if galaxies had a simple trajectory in radius versus mass, and if black hole energy needs to overcome halo binding energy—it can explain all these slanted boundaries in the structural diagrams of galaxies," she said.

At the time, Faber was making frequent trips to China, where she has been involved in research collaborations and other activities. She was a visiting professor at Shanghai Normal University, where she met first author Zhu Chen. Chen came to UC Santa Cruz in 2017 as a visiting researcher and began working with Faber to develop these ideas about galaxy quenching.

"She is mathematically very good, better than me, and she did all of the calculations for this paper," Faber said.

Faber also credited her longtime collaborator David Koo, UCSC professor emeritus of astronomy and astrophysics, for first focusing attention on the central densities of galaxies as a key to the growth of central black holes.

Among the puzzles explained by this new model is a striking difference between our Milky Way galaxy and its very similar neighbor Andromeda. "The Milky Way and Andromeda have almost the same stellar mass, but Andromeda's black hole is almost 50 times bigger than the Milky Way's," Faber said. "The idea that black holes grow a lot in the green valley goes a long way toward explaining this mystery. The Milky Way is just entering the green valley and its black hole is still small, whereas Andromeda is just exiting so its black hole has grown much bigger, and it is also more quenched than the Milky Way."


Evidence for Gravitational Quenching from SINS/zC-SINF

Left: This panel shows the integrated Hα line maps of 19 well-resolved star-forming galaxies from our SINS/zC-SINF AO sample with deep on-source integrations. The galaxies are plotted at their location in the stellar mass vs. star formation rate (SFR) plane, on the same angular scale and with colors scaling linearly with surface brightness the FWHM angular resolution of these maps is

0.24 arcseconds. The white solid line shows the location of the "main sequence" of z

2 star-forming galaxies assuming a slope of unity, and the dashed lines indicate its 2σ scatter (±0.6 dex in log[SFR]). Many galaxies exhibit ring-like distributions in Hα, especially frequent toward more massive galaxies. In combination with the SINFONI kinematic maps and existing HST J- and H-band maps at similar resolution, the data are indicative of the presence of increasingly massive bulges and suppressed star formation in the central few kiloparsecs of the more massive galaxies. Right: The plot illustrates derived radial profiles of the Toomre Q parameter of the galaxies, color-coded as a function of dynamical mass as follows: log(Mdyn/M) = 10.36−10.50 in blue, 10.68−10.93 in green, 11.04−11.28 in orange, and 11.34−11.41 in red. The gray-shaded interval corresponds to the typical resolution element for the sample. All profiles exhibit an increase in Q toward their central regions, with values significantly in excess of the threshold around unity, the more so for the most massive galaxies, suggesting that their bulges may stabilize the gas against gravitational collapse in the inner few kiloparsecs.

0.24 arcseconds. The white solid line shows the location of the "main sequence" of z

2 star-forming galaxies assuming a slope of unity, and the dashed lines indicate its 2σ scatter (±0.6 dex in log[SFR]). Many galaxies exhibit ring-like distributions in Hα, especially frequent toward more massive galaxies. In combination with the SINFONI kinematic maps and existing HST J- and H-band maps at similar resolution, the data are indicative of the presence of increasingly massive bulges and suppressed star formation in the central few kiloparsecs of the more massive galaxies.
Right: The plot illustrates derived radial profiles of the Toomre Q parameter of the galaxies, color-coded as a function of dynamical mass as follows: log(Mdyn/M ) = 10.36−10.50 in blue, 10.68−10.93 in green, 11.04−11.28 in orange, and 11.34−11.41 in red. The gray-shaded interval corresponds to the typical resolution element for the sample. All profiles exhibit an increase in Q toward their central regions, with values significantly in excess of the threshold around unity, the more so for the most massive galaxies, suggesting that their bulges may stabilize the gas against gravitational collapse in the inner few kiloparsecs.

We analyzed the radial distributions of Hα surface brightness, stellar mass surface density, and dynamical mass at

2 kiloparsecs resolution in 19 z

2 star-forming disks with deep AO-assisted SINFONI imaging spectroscopy from our SINS/zC-SINF survey. From the combination of the kinematic maps and the molecular gas mass surface densities inferred from the star formation rate distributions, we derived the radial profiles in Toomre Q parameter for these main-sequence star-forming galaxies, which span about two orders of magnitude in stellar mass (log[M/M] = 9.6−11.5). In more than half of these galaxies, the Hα distributions cannot be fit by a centrally peaked distribution, such as an exponential, but are better described by a ring or the combination of a ring and an exponential. At the same time, the kinematics data indicate the presence of a mass distribution more centrally concentrated than a single exponential disk component for 5 of the 19 galaxies. The resulting Q profiles are centrally peaked for all, and significantly exceed unity there for

3/4 of the galaxies. The occurrence of Hα rings and of large nuclear Q values appears to be more common for the more massive star-forming galaxies. While the sample is small and biased toward larger sizes, and there remain uncertainties and caveats, the observations are consistent with the "gravitational quenching" scenario, in which cloud fragmentation and global star formation are secularly suppressed in gas-rich high-z disks from the inside out, as the central stellar mass density of the disks grows.

These results appeared in Genzel et al. 2014, ApJ, 785, 75.


For astrophysicists:

We describe the key science goals of the project, relate them to open questions in our theoretical understanding of galaxy formation and evolution, and describe more technical details of the simulation below.

Motivation

Since the advent of modern observational surveys, the sheer volume of available data on the properties of galaxies, their distribution within the large-scale structure of the universe, and their evolution in time has exploded. Surveys including SDSS, 2DF, DEEP2, and CANDELS, and upcoming projects such as LSST, have provided an increasingly precise observational constraint against which any theoretical idea of galaxy formation must be benchmarked. The LCDM cosmology favored by early-universe CMB experiments – particularly WMAP and now PLANCK – provides an extraordinarily precise measurement of the initial conditions for the problem of cosmic structure formation. Numerical calculations are required to probe past the linear regime of early time, and efforts modeling only the gravitational interaction of dark matter and dark energy, neglecting the role of gas and baryonic physics, have led to significant physical insight. Nevertheless, such DM-only simulations do not directly predict anything about the galaxies themselves, requiring an extra step in order to bridge the gap with observations.

Over the past two decades two dominant approaches have been used to establish this link: (1) the technique of ‘semi-analytical modeling’, whereby baryonic physics are modeled at the scale of an entire galaxy, and applied in post-processing on top of DM simulations, and (2) hydrodynamic simulations, whereby the evolution of the gaseous component of the universe is treated using the methods of computational fluid dynamics. The latter approach enables the complex interaction of the different baryonic components (gas, stars, black holes) to be treated at a much smaller scale, ideally yielding a self-consistent and powerfully predictive calculation.

In the context of previous large simulations

Hydrodynamical cosmological simulations, due to their high computational cost, have usually targeted specific problems, including the use of ‘zoom-in’ simulations which resolve only one or a few galaxies. They have been harnessed to study the effects of different models or model variations on a particular problem, without explicitly aiming to reproduce the large number of observational constraints available. Only in the past few years have several groups started projects with similar approaches and objectives as the Illustris simulation. These simulations have been steadily improving in three distinct ways: (1) by increasing in size, both in terms of volume and the number of resolution elements employed, (2) by improving the scope, complexity, and physical fidelity of the sub-grid models required to provide a complete and accurate description of the many processes that govern galaxy formation, and (3) by developing more accurate and efficient numerical methods. This trend can be seen in the figure, which shows simulations similar to Illustris (periodic volumes evolved down to z=0) in terms of the number of resolution elements used, as a function of time (Illustris is #19).

Nearly tracking Moore’s Law, the growth in simulation size is exponential with a doubling time of approximately 20 months. It is only now, with the available computing power, the sophistication of the numerical approach, and the fidelity of the physical models, that we can simulate a statistically significant volume of the universe down to z=0 with sufficient detail to resolve the internal structure of individual galaxies.

Key Science Areas

Below we detail three areas of investigation which have strongly motivated Illustris. However, the project also has the potential to provide important contributions, both in theoretical understanding and in the interpretation of observational data, in a large number of subfields within astrophysics: (1) the low-density IGM, and Lyman-alpha forest, (2) high column density absorbers, LLSs/DLAs, (3) disk galaxies, (4) spheroids, (5) galaxy populations, (6) the CGM, (7) galaxy interactions, (8) galaxy mergers, (9) super massive black holes, (10) starbursts and star-formation modes, (11) AGN and quasars, (12) satellite galaxies, (13) hot halo gas, X-ray, (14) groups and clusters, (15) observed high redshift phenomena, (16) background radiation fields, (17) large scale structure, (18) impact of baryons on dark matter, (19) reionization, and (20) gravitational lensing.

Structure, kinematics and morphology of galaxies

A long-standing problem in galaxy formation simulations has been that simulated galaxies are overly compact compared to the observed population, indicating that the angular momentum distribution between the galaxies and their surroundings was incorrect. Our preliminary findings using the AREPO code indicate that the moving-mesh approach may help solve this problem. Early simulations with AREPO yielded galaxies that were more disk-like, more spatially extended, and more rotationally supported than those in otherwise identical simulations performed with the SPH code GADGET-3. However, for the sake of comparison, these simulations did not include feedback processes that are believed to be responsible for removing a large fraction of baryons from galaxies. These were also relatively small periodic volumes, 25 Mpc/h in extent per dimension.

The Illustris simulation volume is 27 times larger, allowing us to obtain a statistical representation of the cosmological galaxy population. By comparing the morphological distribution of this population to locally observed galaxies we can calibrate uncertainties in our modeling of star formation and feedback. We can study the evolution of the gas and metal content of galaxies over time, and compare against the observed galaxy mass-metallicity relation. We can investigate the properties and nature of damped Lyman-alpha absorbers. Unlike in DM-only simulations, we can make a prediction for the galaxy-galaxy merger rate as a function of mass ratio, redshift, and mass. These results are important in understanding the growth of galaxies through mergers, and for calibrating the prescriptions used to quantify merger rates in semi-analytical models. Our previous simulations have already demonstrated that exponential disks are a natural consequence of the hierarchical galaxy assembly process. We can now use Illustris to understand in detail how these profiles arise, by tracing the evolutionary history of the simulated galaxies back to higher redshift, and following the acquisition of angular momentum in the baryon component.

Gas flows in galactic halos and the physical state of the CGM

The accretion of gas is one of the main drivers of the internal growth and evolution of galaxies, yet the process by which gas from the IGM interacts with the halo/CGM regime and finally makes it into the galactic ISM remains uncertain. Our numerical method has demonstrated significant advantages in the hydrodynamic treatment, particularly important in this regime. Additionally, the Monte Carlo tracer particle scheme and the inclusion of many such tracers in the main Illustris simulation allow us to reconstruct the time evolution of gas which is accreting into halos and galaxies.

Observations have revealed that galaxies drive high velocity outflows into their surroundings. This material can shock heat, adding hot gas to the halo, while denser parts of the outflows can drive small shocks and possibly survive to large distances. Outflows can compress halo gas, increasing its density and radiative cooling rate, which can cause it to 'rain back' onto the galaxy. Outflows will also interact with cosmological inflow, possibly modulating the nature or rates of this supply of new gas for the central galaxy. We can address the consequences and detectability of both the infalling and outflowing material in galactic halos, and compare to observational signatures of gas in halos and metals in the CGM as probed by methods such as quasar absorption line spectroscopy. By accounting for chemical enrichment processes - and the energetic feedback which redistributes both gas and metals - we can make accurate synthetic observations of the circumgalactic material in the simulations.

Co-evolution of galaxies and their central black holes

In the past few decades, a compelling picture has emerged indicating that black holes are common inhabitants of the vast majority of galaxies. The observed scaling relationships between BH masses and their host galaxy properties imply that we need to understand how BHs grow and affect their surroundings. We can explore the evolution of the black hole accretion rate as a function of time, and the link to the host galaxy. Current observational efforts seek to constrain evolution in the scaling relations at z>0, which we can extract directly from the simulations, as well as how the scaling relations depend on e.g. the morphological type of the host galaxy. We can also explore the impact of AGN feedback on the dichotomy between blue and red galaxies, the link to the quenching of star-formation, and how this picture changes with redshift.

It is commonly assumed that active SMBHs at high redshift reside in rare, massive halos embedded in gas-rich, over-dense environments, while recent observational efforts are still working to unambiguously demonstrate that this is the case. Although our simulated volume is not sufficiently large to capture the formation of the brightest quasars at z

6, the volume can be used for determining, and with statistical robustness, the typical environments where less extreme quasars form. Their evolution down to z=0 will allow us to address several open questions. For instance, in analogy to the downsizing of galaxies, it is observed that at high redshifts more massive BHs are powering bright AGN, while at lower redshifts the peak of quasar activity shifts towards smaller mass BHs. With a representative sample of simulated BHs, whose accretion rates are measured directly from the surrounding gas, it will be possible to probe the downsizing of the AGN population as a whole, and why and in which hosts SMBHs enter radiatively inefficient regimes.

Simulation Details

We follow the coupled dynamics of DM and gas with the robust, accurate, and efficient quasi-Lagrangian code AREPO. In this approach, an unstructured Voronoi tessellation of the simulation volume allows for dynamic and adaptive spatial discretization, where a set of mesh generating points are moved along with the gas flow. This mesh is used to solve the equations of ideal hydrodynamics using a second order, finite volume, directionally un-split Godunov-type scheme, with an exact Riemann solver. The gravitational force is calculated with a split Tree-PM approach, where long-range forces are calculated from a particle-mesh method, and short-range forces are calculated with a hierarchical octree algorithm. Our galaxy formation model is based on the inclusion of several additional astrophysical processes:

    Gas cooling and photo-ionization: the cooling function is calculated as a function of gas density, temperature, metallicity, UV radiation field, and AGN radiation field. The UV background is a spatially uniform, time dependent field for which reionization completes at z

The initial conditions assume a LCDM cosmology consistent with WMAP-9 measurements, from which a linear power spectrum is used to create a random realization in a periodic box with side length 75 Mpc/h = 106.5 Mpc, at a starting redshift of 127. A series of simulations are run at different resolutions, and a second set is run with only dark matter. The main simulation initially has 1820 3 = 6,028,568,000 hydrodynamic cells, and the same number of DM particles and MC tracers (see table for more details, including mass resolutions and gravitational softening lengths). Evolving the main simulation to z=0 used 8,192 compute cores, a peak memory of 25 TB, and 19 million CPU hours.

Preliminary Results

For details, please see the three companion papers which present the first key results: Vogelsberger et al. (2014a+b) and Genel et al. (2014), in addition to the many other topics which have been investigated using the Illustris simulation, listed on the Results page. We highlight some of the results from those papers below:

    Comparison to stellar observables: by construction, our model agrees well with the build-up of stellar mass measured observationally. In particular, the cosmic rate star formation density (SFRD) shows good agreement up to z

10, although we slightly over predict the amount of present day star formation. The z=0 galaxy stellar mass and stellar luminosity functions agree well with SDSS-based measurements over the stellar mass range of 10 9 to 10 12.5 solar masses, and the r-band luminosity range of -15.0 to -24.5 magnitudes. Furthermore, the stellar mass functions and the relation between stellar and halo mass agree well with observations from z=0 to z=7. The baryonic conversion efficiency is most efficient around halo masses of 10 12 solar masses, and drops rapidly for both lower and higher mass systems, due to SN and AGN feedback, respectively. Illustris predicts a maximum efficiency of

0.7/Mpc, AGN-driven outflows reduce the total power by up to 40% compared to DM-only simulations, while on even smaller scales (k

Future Directions

Particular attention to specific discrepancies between the simulation and well-measured observational quantities will allow us to better understand our galaxy formation model. In the course of understanding the preliminary results of the Illustris simulation, we have identified three issues requiring further work: (1) even given the very energetic feedback processes that we employ, additional suppression of galaxy masses is required both in low-mass and high-mass halos. We believe this motivates the development of improved models for sub-grid feedback prescriptions, both stellar and AGN driven. (2) We find that at low redshift, massive halos around 10 13 solar masses are essentially devoid of gas as a result of radio-mode AGN feedback, in disagreement with observations. Given the first point, there then remains no way to match both the stellar and gaseous content of such massive systems by adjusting the energetics of our model alone. We believe a resolution to this issue will require modifications to e.g. the duty cycle or burst-character of the radio-mode, the development of a fundamentally more sophisticated model, and/or the inclusion of presently neglected physics. (3) The stellar ages of low-mass galaxies are incorrect. Although the general trend is captured, galaxies with stellar masses below approximately 10 10.5 solar masses are a factor of 2-3 too old when compared to observations. These systems form their stars too early - the challenge is how to create relatively young stellar populations in these galaxies by delaying the bulk of their star formation until significantly later times.

Although it is possible that additional fine-tuning of model parameters could alleviate some of the tensions listed above, these issues likely point to key assumptions or methods in our models which require revision. They therefore generate a path forward, identifying the areas in which we can push the physical realism and fidelity of our models even further, and hinting at the direction of the next generation of cosmological hydrodynamic simulations.


Plotting Histograms of stellar mass and gas mass given a halo mass - Astronomy

Recent observations reveal that there is a strong bimodality in the scatter around the galaxy stellar-to-halo mass relation (SHMR): at a given halo mass, galaxies with a higher stellar mass tend to be blue indicating a higher specific star formation rate, while galaxies having a lower stellar mass tend to be red and quiescent or at a given stellar mass, blue galaxies tend to live in halos with lower mass while red galaxies tend to have massive host halo. This has important implications for abundance matching and halo occupancy models commonly used in cosmological studies, but its physical origin remains debated. The SIMBA cosmological galaxy formation simulation successfully reproduces these observations, enabling us to investigate the physical driver behind this phenomenon. We show that the offset from the mean SHMR is strongly correlated with both halo formation time when half the halo mass assembled, as well as galaxy transition time defined as when the stellar doubling time becomes longer than 10 Gyr. Moreover, these two quantities are anti-correlated: early formed halos tend to host late transition galaxies corresponding to blue galaxies today, and vice versa, particularly for halo masses 11.5 ≲ log Mhalo ≲ 12.8M⊙ and galaxy stellar masses log M∗ ≥ 10M⊙. Prior to their transition time, galaxies lie on the SHMR for blue galaxies. Early transition galaxies, hosted by late formed halos, have their stellar mass growth almost ceased owing to AGN feedback even though their host halos continue to accrete mass, which moves these galaxies off the blue SHMR towards the red one creating the SHMR bimodality. We then investigate why early formed halos tend to host late transition galaxies. We find two key interconnected times: the gas-to-stellar domination time when the galaxy’s cold gas mass becomes smaller than its stellar mass, and the black hole (BH) jet ignition time governed by the BH Eddington ratio. Both show strong linear correlations with the galaxy transition time. Early formed halos have higher cold gas fractions (defined by cold gas mass in central galaxy with respect to the host halo mass) with a lower stellar-to-halo mass growth ratio before the transition time compared to the median or late forming halos this allows them to sustain their stellar growth longer. Eventually, the continued growth fed by the cold gas reservoir allows them to surpass the galaxies with early transition times. Conversely, galaxies hosted by late formed halos have less cold gas with high stellar-to-halo mass growth ratios. Hence the Eddington rate be-comes low earlier on, which triggers AGN into an energetic jet mode that heats gas, rapidly truncates further accretion and also stops star formation. These processes thus conspire to create the SHMR bimodality. In SIMBA, the cold gas evolution occurs naturally owing to the interplay of accretion and star formation feedback, while the AGN feedback transitions from a radiative mode at high Eddington ratios that is ineffective at quenching, to a jet mode at low Eddington ratios that suppresses star formation. SIMBA further includes X-ray feedback that drives the last remaining cold gas out, completing the quenching and strengthening the SHMR bimodality.


צפו בסרטון: Universe Size Comparison 3D (יָנוּאָר 2022).