Quantifizierung der Streuung bei der Galaxienbildung bei den niedrigsten Massen

Zusammenfassung Wir sagen die Beziehung zwischen stellare Masse und Halo-Masse (SMHM) für Zwerggalaxien voraus, indem wir simulierte Galaxien mit maximalen Halo-Massen von M peak = 10 11 M ⊙ bis hinunter zum ultra-schwachen Zwergbereich mit M peak = 10 7 M ⊙ verwenden. Unsere simulierten Zwerggalaxien haben stellare Massen von M star = 790 M ⊙ bis 8.2 × 10 8 M ⊙ , mit entsprechenden V-Band-Magnituden von −2 bis −18.5. Für M peak > 10 10 M ⊙ stimmt die simulierte SMHM-Beziehung mit Literaturbestimmungen überein und zeigt eine geringe Streuung von 0.3 dex. Allerdings steigt die Streuung in der SMHM-Beziehung für massenärmere Halos. Zunächst präsentieren wir Ergebnisse für gut aufgelöste Halos, die eine simulierte stellar Bevölkerung enthalten, erkennen jedoch an, dass ob ein Halo eine Galaxie beherbergt, intrinsisch von der Massereferenz abhängt. Daher nehmen wir ein probabilistisches Modell an, um "dunkle" Halos unterhalb unserer Auflösungsgrenze zu bevölkern, um eine "intrinsische" Steigung und Streuung für die SMHM-Beziehung vorauszusagen. Wir passen eine linear wachsende log-normalen Streuung in der stellaren Masse an, die bei M peak = 10 8 M ⊙ auf mehr als 1 dex anwächst. Am schwächsten Ende der durch unsere Simulationen untersuchten SMHM-Beziehung kann einer Galaxie nicht ausschließlich basierend auf ihrer Helligkeit eine eindeutige Halo-Masse zugewiesen werden. Stattdessen bieten wir eine Formel an, um massenärmere Halos stochastisch gemäß unseren Ergebnissen zu bevölkern. Schließlich zeigen wir, dass unsere wachsende log-normale Streuung die Steigung am schwachen Ende der vorhergesagten stellaren Massenfunktion abflacht.