MIGHTEE-HI: The star-forming properties of HI selected galaxies

Résumé technique : MIGHTEE-HI : Les propriétés de formation d'étoiles des galaxies sélectionnées en Hi

Énoncé du problème
La population de galaxies présente une bimodalité entre les systèmes bleus en formation d'étoiles et les galaxies rouges, éteintes. Bien que les processus poussant les galaxies de la séquence principale de formation d'étoiles (MS) vers la séquence rouge soient complexes, impliquant des rétroactions, des fusions et des effets environnementaux, le rôle spécifique des réservoirs d'hydrogène atomique (Hi) et des environnements cosmiques à grande échelle (spécifiquement les filaments) dans la formation des histoires de formation d'étoiles (SFH) reste débattu. Les études précédentes ont produit des résultats contradictoires concernant la corrélation entre la teneur en Hi et la proximité aux filaments cosmiques, et les mécanismes à l'origine de la dispersion dans la séquence principale de formation d'étoiles ne sont pas entièrement compris. Cet article vise à découpler ces dépendances en analysant les SFH des galaxies sélectionnées en Hi pour comprendre l'interdépendance entre la teneur en gaz, la masse stellaire et l'environnement à grande échelle.

Méthodologie
L'étude utilise les données de la première release scientifique du relevé MIGHTEE-Hi, couvrant les champs COSMOS et XMM-LSS. L'échantillon se compose de 187 galaxies sélectionnées en Hi (réduites d'un nombre initial de 276 en raison des limites de couverture photométrique) avec des décalages vers le rouge $0.004 < z < 0.084$.

1. Intégration des données : Les données de la raie spectrale Hi (bande L, 1320–1410 MHz) ont été appariées avec le catalogue photométrique du Deep Extragalactic VIsible Legacy Survey (DEVILS). Cela a fourni des données cohérentes de l'ultraviolet à l'infrarouge lointain (GALEX, CFHT, HSC, VISTA, Spitzer, Herschel) nécessaires pour un ajustement robuste du spectre énergétique (SED).
2. Ajustement du SED : Les auteurs ont utilisé Bagpipes, un outil d'inférence bayésienne, pour ajuster des modèles de SED aux photométries observées. Ils ont employé les modèles de populations stellaires de Bruzual & Charlot (2003) avec une fonction de masse initiale (IMF) de Chabrier (2003) et la loi d'atténuation de Calzetti et al. (2000).
3. Modélisation des SFH : Six modèles paramétriques de SFH ont été testés (exponentielle, constante, log-normale, exponentielle retardée, burst et loi de puissance double). En utilisant les facteurs de Bayes et l'échelle de Jeffreys, les auteurs ont déterminé que les données à large bande ne pouvaient pas différencier de manière significative les modèles exponentiel, log-normal et exponentiellement retardé. Par conséquent, le modèle de SFH exponentiellement retardé a été adopté pour l'analyse principale.
4. Analyse environnementale : L'environnement à grande échelle a été caractérisé en utilisant l'algorithme Disperse pour identifier le squelette du réseau cosmique (filaments) basé sur les distributions de galaxies. L'étude a examiné l'alignement entre les vecteurs de spin des galaxies et les axes des filaments, ainsi que la distance des galaxies au filament le plus proche.

Contributions et résultats clés

• Histoires de formation d'étoiles et relations de masse :

  • Une corrélation positive forte a été trouvée entre le rapport masse Hi/masse stellaire ($M_{\text{Hi}}/M_*$) et le temps de formation ($t_{\text{form}}$), défini comme le temps cosmique où la galaxie a atteint son pic de formation d'étoiles.
  • À l'inverse, une anti-corrélation forte existe entre la masse stellaire ($M_*$) et $t_{\text{form}}$. Cela indique que les galaxies plus massives ont formé la majeure partie de leurs étoiles plus tôt dans l'histoire de l'univers, ce qui est cohérent avec le scénario du « downsizing cosmique ».
  • Aucune corrélation significative n'a été trouvée entre la masse Hi absolue et le temps de formation.

• Échelles de temps d'épuisement du gaz ($t_{\text{dep}}$) :

  • Le temps d'épuisement du gaz atomique ($t_{\text{dep}} = M_{\text{Hi}}/\text{SFR}$) montre une corrélation positive avec le rapport masse Hi/masse stellaire et une corrélation négative avec la masse stellaire.
  • Les galaxies de faible masse et riches en gaz présentent des temps d'épuisement significativement plus longs par rapport aux galaxies massives. Les auteurs interprètent cela comme une preuve que les galaxies plus petites possèdent des puits de potentiel plus peu profonds, conduisant à une conversion moins efficace du Hi en étoiles et à une plus grande susceptibilité à la perte de gaz via la rétroaction.
  • Des tests de corrélation partielle ont identifié la masse stellaire comme le principal moteur du temps d'épuisement du gaz, plutôt que le taux de formation d'étoiles (SFR) ou la masse Hi seule.
  • Aucun lien statistiquement significatif n'a été trouvé entre $t_{\text{dep}}$ et le taux spécifique de formation d'étoiles (sSFR).

• Dispersion de la séquence principale :

  • L'échantillon sélectionné en Hi se situe principalement sur ou au-dessus de la séquence principale de formation d'étoiles.
  • Les auteurs soutiennent que la dispersion observée dans la séquence principale ne peut pas être expliquée uniquement par des fluctuations à court terme de l'épuisement du gaz, étant donné les échelles de temps impliquées ($\sim$Gyr). Au lieu de cela, la dispersion provient probablement d'effets environnementaux à long terme ou de processus qui modifient l'efficacité de la conversion du gaz sur de longues périodes.

• Environnement et alignement spin-filament :

  • Tendances générales : Aucune corrélation significative n'a été trouvée entre la distance au filament cosmique le plus proche et soit le temps de formation ($t_{\text{form}}$), soit le temps d'épuisement du gaz ($t_{\text{dep}}$).
  • Désalignement spin-filament : L'étude a réexaminé la découverte selon laquelle les galaxies dont les axes de spin sont désalignés par rapport aux filaments ont des rapports masse Hi/masse stellaire plus élevés.
  • Hypothèse des fusions : Bien que les fusions riches en gaz soient une explication théorique du désalignement du spin et de l'augmentation de la masse Hi, l'inspection visuelle de l'échantillon n'a révélé que 7 galaxies présentant des signatures morphologiques de fusion, aucune ne montrant de lien clair entre le désalignement et une activité de burst stellaire récent dans les SED.
  • Anomalie de proximité aux filaments : Un sous-échantillon spécifique de deux galaxies situées à moins de 1 Mpc de l'axe d'un filament a présenté des temps d'épuisement du gaz très faibles et un désalignement spin-filament significatif. Les auteurs suggèrent que cela pourrait indiquer un lien entre la proximité aux filaments, la perturbation du spin et la formation d'étoiles accrue, potentiellement pilotée par des fusions riches en gaz, bien que la petite taille de l'échantillon empêche des conclusions définitives.

Importance et affirmations
L'article prétend fournir une caractérisation détaillée des propriétés de formation d'étoiles des galaxies sélectionnées en Hi en utilisant des données multi-longueurs d'onde sans précédent. Son importance principale réside dans :

1. Découplage des dépendances : Établir que la masse stellaire est le facteur dominant pilotant les temps d'épuisement du gaz et les époques de formation dans les échantillons sélectionnés en Hi, indépendamment du modèle de SFH spécifique utilisé.
2. Différences d'efficacité : Démontrer que les galaxies massives sont plus efficaces pour convertir le gaz en étoiles et ont déjà épuisé une plus grande fraction de leurs réservoirs par rapport aux systèmes de faible masse et riches en gaz.
3. Contexte environnemental : Bien qu'aucune corrélation large n'ait été trouvée entre la proximité aux filaments et les échelles de temps globales de formation d'étoiles, l'article met en évidence une connexion potentielle, bien que précaire, entre une proximité extrême aux filaments, un désalignement du spin et une consommation rapide de gaz dans des cas spécifiques.

Les auteurs concluent que la dispersion dans la séquence principale de formation d'étoiles est probablement pilotée par des effets environnementaux à long terme plutôt que par des fluctuations de gaz à court terme, et que si les échantillons sélectionnés en Hi offrent une vue unique des systèmes riches en gaz, ils sont biaisés contre les galaxies pauvres en Hi de faible masse et les environnements denses où le dépouillement du gaz est prévalent. Un travail futur avec des échantillons plus larges et des données spectroscopiques (par exemple, d'ORCHIDSS) est requis pour confirmer le lien entre l'alignement spin-filament et la formation d'étoiles pilotée par les fusions.