Chemical evolution ofgalaxies and the roleof feedback
Takashi Okamoto(Hokkaido)
Ikko Shimizu (Osaka), Naoki Yoshida (Tokyo),Masahiro Nagashima (Bunkyo),
Carlos Frenk (Durham), Cedric Lacey (Durham)

FeedbackFeedback• External• Reionization• UV backgroundFeedback• External• Reionization• UV background• Internal• Stellar feedback• SNe• Stellar radiation• Stellar winds• AGN feedback• Quasar-mode• Radio-modeハロー内のバリオン質量／ハロー内の全質量Reionization and UVB
再電離前z = 9.31

再電離後z = 5.0•再電離後は, baryonrich と baryon poorを分ける特徴的なハロー質量 (Mc) が存在(e.g. Gnedin ’00)

ハローに含まれる全質量
Okamoto, Gao, & Theuns ’08

Reionization and UVB

宇宙再電離時の vc (km/s)

Okamoto & Frenk ʼ09

衛星銀河

ダークサテライト現在の vc (km/s)

衛星銀河になれるものとなれないもの（ダークサテライトになるもの）を分ける
再電離時の回転速度が存在

Stellar feedback• Radiation• 星形成直後 ~ 10 Myr• photo-ionization• HII region• 星形成の抑制• Radiation pressure• dust が多いほど効く• Galactic winds?

• Supernova• 星形成から ~Myr程度後• Galacticwinds?

Stellarfeedback
Stellar feedback• Radiationはポテンシャルが浅いほど効く• 星形成直後 ~ 10 Myr• photo-ionization• HII region• 星形成の抑制• Radiation pressure• dust が多いほど効く• Galactic winds?

• Supernova• 星形成から ~Myr程度後• Galacticwinds?

Stellarfeedback
Stellar feedback• Radiationはポテンシャルが浅いほど効く   ~ 10 Myr
Benson+02• 星形成直後
ダークハロー• photo-ionization  HIIregion•• 星形成の抑制• Radiation pressure• dust が多いほど効く
銀河 winds?
• Galactic• Supernova• 星形成から ~Myr程度後• Galacticwinds?

Stellarfeedback
Stellar feedback• Radiationはポテンシャルが浅いほど効く   ~ 10 Myr
Benson+02• 星形成直後
ダークハロー• photo-ionization  HIIregion•• 星形成の抑制• Radiation pressure• dust が多いほど効く
銀河 winds?
• Galactic• Supernova• 星形成から ~Myr程度後• Galacticwinds?

Stellarfeedback
Stellar feedback• Radiation

Dave+11はポテンシャルが浅いほど効く   ~ 10 Myr
Benson+02• 星形成直後
ダークハロー• photo-ionization  HIIregion•• 星形成の抑制• Radiation pressure• dust が多いほど効く
銀河 winds?
• Galactic• Supernova• 星形成から ~Myr程度後• Galacticwinds?

AGN feedback• Quasar mode
•LAGN/c を運動量として周囲のガスに与える or

LAGN を dE/dt として周囲のガスの加熱に使う• ṀBH ṀEddあたりで効く• 役割: M-σ関係を作る• Radio mode

• Jet/outflow が直接銀河団ガスを加熱 (bubbles/radio lobes)• ṁ ⌘ ṀBH /ṀEdd . 0.01 で有効. ṁ は小さいが efficiency が大きい

• 役割: 銀河群／団で巨大な銀河が形成されるのを阻止

AGN feedback• Quasar mode•L

AGN/c を運動量として周囲のガスに与える or

LAGN を dE/dt として周囲のガスの加熱に使う• ṀBH ṀEddあたりで効く• 役割: M-σ関係を作る• Radio mode

• Jet/outflow が直接銀河団ガスを加熱 (bubbles/Cooling を止める
ので状況としてはstrangulation っぽいradio lobes)• ṁ ⌘ ṀBH /ṀEdd . 0.01 で有効. ṁ は小さいが efficiency が大きい

• 役割: 銀河群／団で巨大な銀河が形成されるのを阻止

AGN feedback
異なるガス降着のモードが異なるフィード• Quasar mode
L /c を運動量として周囲のガスに与える or• バックのモードに対応
AGN

LAGN を dE/dt として周囲のガスの加熱に使う

Okamoto+’08)
ṀBH ṀEddあたりで効く•(Sijacki+’07;• 役割: M-σ関係を作る• Radio mode

• Jet/outflow が直接銀河団ガスを加熱 (bubbles/Cooling を止める
ので状況としてはstrangulation っぽいradio lobes)• ṁ ⌘ ṀBH /ṀEdd . 0.01 で有効. ṁ は小さいが efficiency が大きい

• 役割: 銀河群／団で巨大な銀河が形成されるのを阻止

AGN feedback
異なるガス降着のモードが異なるフィード• Quasar mode
L /c を運動量として周囲のガスに与える or• バックのモードに対応
AGN

LAGN を dE/dt として周囲のガスの加熱に使う
Benson+02

Okamoto+’08)
ṀBH ṀEddあたりで効く
ダークハロー•(Sijacki+’07;• 役割: M-σ関係を作る   

• Radio mode
radio lobes)• ṁ ⌘ ṀBH /ṀEdd . 0.01 で有効. ṁ は小さいが efficiency が大きい
銀河



Cooling を止める
ので状況としてはstrangulation っぽい   • Jet/outflow が直接銀河団ガスを加熱 (bubbles/• 役割: 銀河群／団で巨大な銀河が形成されるのを阻止

AGN feedback
異なるガス降着のモードが異なるフィード• Quasar mode
L /c を運動量として周囲のガスに与える or• バックのモードに対応
AGN

LAGN を dE/dt として周囲のガスの加熱に使う
Benson+02

Okamoto+’08)
ṀBH ṀEddあたりで効く
ダークハロー•(Sijacki+’07;• 役割: M-σ関係を作る   • Radio moderadio lobes)• ṁ ⌘ ṀBH /ṀEdd . 0.01 で有効. ṁ は小さいが efficiency が大きい
銀河



Cooling を止める
ので状況としては
strangulation っぽい   • Jet/outflow が直接銀河団ガスを加熱 (bubbles/• 役割: 銀河群／団で巨大な銀河が形成されるのを阻止Impact on DM
Vogelsberger+14

gas coolingRadio-mode

Impact on DM
Vogelsberger+14

gas coolingRadio-mode
AGN feedback は k > 1 h-1
Mpc のスケールでパワースペク
トルを弱める (van Daalen+11,Vogelsberger+14)

Impact on DM
DM のみ

SN feedbackの効果
Governato+10

Impact on DM
DM のみ

SN feedbackの効果
Governato+10

Repeated energetic feedback turns a DM
cusp into a core (Pontzen &Governatoʼ12, Ogiya & Moriʼ14)

何がいつ何処で効いてるの？

• Quenching• AGN feedbackだとして quasar
mode? それともradio mode?

何がいつ何処で効いてるの？

Passive 銀河の chemicalabundances を見ることでフィードバックについて何かわかる?

• Quenching• AGN feedbackだとして quasar
mode? それともradio mode?

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

Chemical enrichmentwith outflows

More massive galaxies have higher metallicity

• Quasar mode
• Outﬂow をともなう• Radio mode

• Cooling (inﬂow) を止めるだけ• Strangulation と一緒

Types of supernovae

Types of supernovae
Type IIt ~ 106 yr
high α/Fe ratio
α: O, Ne, Mg, Si, …

Types of supernovae
Type IIt ~ 106 yr
high α/Fe ratio
α: O, Ne, Mg, Si, …

Type Iat ~ 108-9 yr
low α/Fe ratio

[α/Fe] vs [Fe/H][O/Fe]

Yoshii+96[O/Fe] of SNII

SNIa
contribution[Fe/H]Ztime

[α/Fe] vs [Fe/H][O/Fe]

Yoshii+96[O/Fe] of SNII

SNIa
contribution[Fe/H]
Z
time[α/Fe] tells about starformation timescale

Metallicity

metallicity

Thomas+10velocity dispersion

More massive earlytype galaxies havehigher metallicity

[α/Fe]-σThomas+10More massive earlyvelocity dispersion

type galaxies
have higher [α/Fe]

Summary of Obs.

• Higher M or σ*• Redder• Higher Z• Higher [α/Fe]• OlderModelsObs.

ModelsNagashima+05(GALFORM)

Models
Obs.

ModelsNagashima+05(GALFORM)

Models
Obs.

ModelsNagashima+05(GALFORM)

Simulations

Taylor & Kobayashiʼ15

Simulations

Taylor & Kobayashiʼ15

Simulations

Taylor & Kobayashiʼ15 Decreasing [α/Fe] withincreasing σ.
AGN feedback may help.

• The origin of negative correlation between[α/Fe] and σ in models• Low mass galaxies → shallow potential well →strong feedback → blow out the gas → shortstar formation timescale• Massive galaxies → deep potential well → weakfeedback → SF continues till gas is used up

Our simulations• Okamoto+14• Reproduce manyobserved propertiesof gals from z = 4
to 0.

• stellar massfunctions, starformation rate, gas
phase metallicity,
galaxy downsizing,etc.

Our stellar feedback• Stellar feedback• modeled as
winds vw /• Energy driven
winds by SNII
Ṁw /

2

• Momentum
driven winds bystellar radiation
Ṁw /

1

AGN radio mode-likefeedback• Radio mode

• 要するに大きなハローでcooling を止めるプロセス• Shutting-oﬀ coolingif> crit .
↵=(1+z)crit0• α = 0.75
• Cooling in high-σ halos isquenched earlier than lowσ counterparts.

PerseusGalaxy
formation
efficiency• SN + RP + AGN• SN + AGN• SN + RP• SN

Galaxy
formation
efficiency

SNだけで大丈夫• SN + RP + AGN• SN + AGN• SN + RP• SN

Galaxy
formation
efficiency

AGN FB

SNだけで大丈夫• SN + RP + AGN• SN + AGN• SN + RP• SN

Galaxy downsizing
AGN FB is essential for thegalaxy downsizing
Resolution effect
Gallazzi+’05

Simulated passivegalaxies
Color-magnitude diagramSimulated passivegalaxies
Color-magnitude diagram

Red sequence を作るには AGN FBが必要

Simulated passivegalaxies
Color-magnitude diagram

Red sequence

Red sequence を

is too blue...

作るには AGN FBが必要

Simulated passivegalaxies
無理やり合わせるには Z を 2~3 倍してやる必要あり (Top-heavy IMF?)
Color-magnitude diagram

Red sequence

Red sequence を

is too blue...

作るには AGN FBが必要

[α/Fe] vs σ

Thomas+10
passive gals.

[α/Fe] vs σ♪
Thomas+10
passive gals.

Normalized SFHs
averaged in σ bins

[α/Fe] evolution

The origin of[α/Fe]-σrelation

Luminosity-weightedformation redshiftSimilar to [α/Fe]-σ relation
Older age → Higher [α/Fe]
単に downsizing を見てるだけRoles of feedback• SN feedback• More winds are generated in
low mass galaxies• The ejected gas can returnto the galaxy → long tSF

Roles of feedback• SN feedback• More winds are generated in
low mass galaxies• The ejected gas can returnto the galaxy → long tSF

Roles of feedback• SN feedback• More winds are generated in
low massgalaxies
Ageis constant
w/o AGNgas FBcan return• The ejectedto the galaxy → long tSF

Problems in MZRProblems in MZRResolution eﬀect

Problems in MZRResolution eﬀect

Problems in MZRResolution eﬀect

Problems in MZR
Stellar feedback in
massive galaxies is
too strong.

Resolution eﬀect

Problems in MZR
Stellar feedback in
massive galaxies is
too strong.
ﾅﾝﾄｶﾅﾙﾅﾝﾄｶﾅﾙ

Resolution eﬀect

Problems in MZR
Stellar feedback in
massive galaxies is
too strong.
ﾅﾝﾄｶﾅﾙﾅﾝﾄｶﾅﾙ

Resolution eﬀect
For a given stellar
mass, passive gals areless metal rich

Problems in MZR
Stellar feedback in
massive galaxies istoo strong.
ﾅﾝﾄｶﾅﾙﾅﾝﾄｶﾅﾙ

Resolution eﬀect
For a given stellar
mass, passive gals areless metal rich
ﾅﾝﾄﾓﾅﾗﾅｲ

Problems in MZR
Stellar feedback in
massive galaxies istoo strong.
ﾅﾝﾄｶﾅﾙﾅﾝﾄｶﾅﾙ

Resolution eﬀect
For a given stellar
Peng+15

mass, passive gals areless metal rich
ﾅﾝﾄﾓﾅﾗﾅｲ

原因と対策• High-σ で metal poor

• 大きな σ の halo から星形成が止まり enrich する時間がない• Outﬂow が無ければ単なるclosed-box → yield の値まで上がる•

他の観測量は？

• Passive が metal poor
• v が小さいうちに星を作っていcるから• Burst の時は feedback が弱くなるとか？ もしくは IMF?

Summary• Radio-mode 的なもので [α/Fe]-σは説明可能• Massive gals の metallicity が低くなりすぎる (stellar FB が強すぎる)• 同じ質量だと passive の方が starforming よりも metal poor に＞＜• Outﬂow がポテンシャルに依存するせい（準解析的モデルでも起こる）• 高解像度の simulation で outﬂowの生成を直接見て調べる必要あり（それから考えたい）