허블 시퀀스는 60억 년 전 어떻게 형성되었는가?

은하가 질량을 조립하여 잘 정의된 허블 시퀀스를 형성하는 과정은 현대 우주론에서 가장 논의되는 주제 중 하나이다. 한 가지 어려움은 시점에서 멀리 떨어진 은하가 여러 억 년 전에 방출한 빛을 현재의 은하와 연결하는 것이다. 이러한 연결은 은하의 진화 또는 변형과 수많은 선택 및 관측 편향에 의해 영향을 받는다. 우리는 60억 년 전의 허블 시퀀스의 은하를 설명하고자 한다. 우리는 현재의 허블 시퀀스와 인과적으로 연결될 수 있는 과거 허블 시퀀스를 도출하고, 그 방법의 불확실성을 추가로 추정하고자 한다. 우리는 SDSS에서 가까운 은하들의 샘플과 GOODS 조사에서 먼 은하들의 샘플을 선택했다. 각 샘플이 단일 기준으로 선택된 은하들을 대표한다는 것을 확인했다, 예: MJ(AB) < -20.3. 우리는 또한 이들의 형태학적 분류를 회수하는 데 필요한 관측 조건이 공정한 방식으로 유사함을 보여주었다. 형태학적 분석은 두 샘플의 모든 은하에 대해 동일한 방식으로 수행되었다. 우리의 단일 기준이 먼 은하와 가까운 은하를 관계짓는 데 특히 적합하다는 것을 발견했다, 이는 가스가 상대적으로 고립된 은하에 별로 변형되거나, 또는 은하 간 매질로부터 상당량의 가스를 축적하는 경우 모두 해당된다. 60억 년 동안의 후속 병합과 별 집단의 진화는 과거와 현재의 허블 시퀀스 간의 연결에 미미한 영향을 미치는 것으로 나타났다. 실제로, 위의 불확실성은 포아송 수 통계로 인한 오류보다 작았다. 우리는 타원은하와 렌즈형 은하의 숫자 진화가 없음을 발견했으며, 이는 나선은하와 특이은하의 강한 진화와 뚜렷한 대조를 이룬다. 과거에 나선은하의 수는 2.3배 적었으며, 이는 특이은하의 수가 5배 감소함으로써 정확히 보상된다. 이는 현재의 나선은하의 절반 이상이 60억 년 전에는 특이 형태를 갖고 있었던 것을 강하게 시사하며, 이는 은하 원반의 진화 및 형성 시나리오에서 반드시 고려해야 할 사항이다. 과거 허블 시퀀스는 이러한 시나리오를 시험하고, 나선은하 및 팽대의 기본 평면의 진화를 시험하는 데 사용될 수 있다.