L’évolution des galaxies se produit lorsque la masse stellaire (M*) s’accumule au fil du temps à la suite d’expériences multiples de formation d’étoiles. La métallicité et sa relation avec M* et le taux de formation d’étoiles (SFR) sont des indicateurs cruciaux de l’histoire de la formation d’étoiles car les métaux se forment au fur et à mesure que les étoiles se développent (SFH). La teneur en métal, qui est couramment mesurée comme l’abondance d’oxygène en phase gazeuse (O/H), l’élément lourd le plus répandu créé par les étoiles massives, peut donc être utilisée pour déterminer le stade évolutif d’une galaxie. La masse stellaire mesure la quantité de gaz transformée en étoiles sur l’échelle de temps de l’indication SFR, tandis que le SFR mesure la quantité de gaz convertie en étoiles sur l’échelle de temps de l’indicateur SFR. La métallicité en phase gazeuse (Z) révèle non seulement le degré d’interaction des galaxies avec leur environnement via l’accrétion de gaz et les sorties sous forme de vents galactiques, mais mesure également la création de métaux à partir d’étoiles de grande masse.
La relation étroite entre M*, SFR et O/H est illustrée dans un certain nombre de connexions d’échelle bien établies. Dans l’univers local, une relation masse-métallicité (MZR) entre la masse stellaire et Z est clairement présente (par exemple, Tremonti et al. 2004), et elle semble s’étendre aux plus grands décalages vers le rouge examinés jusqu’à présent (par exemple, Erb et al. 2006 ; Maiolino et al. 2008 ; Mannucci et al. 2009 ; Cresci et al. 2012 ; Xia et al. 2012 ; Yabe et al. 2012 ; Henry et al. 2013 ; Cullen et al. 2014 ; Steidel et al. 2014 ; Troncoso et al. 2014, Wuyts et al. 2014, Zahid et al. 2014, de los Reyes et al. 2015, Ly et al. 2015, Onodera et al. 2016).
Tant localement (Brinchmann et al. 2004 ; Salim et al. 2007) qu’à un décalage vers le rouge élevé, la masse stellaire et le SFR sont couplés dans une ‘séquence principale’ SF (SFMS) (par ex. Noeske et al. 2007 ; Elbaz et al. 2011 ; Karim et al. 2011, Wuyts et al. 2011, Speagle et al. 2014). Les relations à redshift élevé du MZR et du SFMS sont largement reconnues pour avoir une forme similaire aux relations locales, mais elles ont des normalisations distinctes : pour un M* donné, SFR (et sSFR) augmente avec l’augmentation du redshift tandis que la métallicité diminue. De plus, à M* élevé, les deux relations présentent une inflexion, avec une baisse de O/H et SFR (Tremonti et al. 2004 ; Noeske et al. 2007 ; Wyder et al. 2007 ; Whitaker et al. 2014 ; Gavazzi et al. 2015 ; Lee et al. 2015).
Erreur D02 Sfr
Nous avons rassemblé un nouvel ensemble de données de 1000 galaxies en formation d’étoiles de z 0 à z 3,7 avec des mesures d’abondance d’oxygène nébulaire pour voir le développement de la métallicité avec le décalage vers le rouge ; nous avons nommé cette collection l’ensemble de données « MEGA », qui signifie Metallicity Evolution and Galaxy Assembly. En raison de l’inclusion de nombreux échantillons supplémentaires à z élevé et, plus important encore, d’un étalonnage de métallicité commun, cet ensemble de données est une amélioration significative par rapport à l’ensemble de données utilisé par Hunt et al. (2012). Dans un travail complémentaire (Hunt et al. 2016, ci-après Paper I), la coévolution de SFR et O/H avec redshift dans l’ensemble de données MEGA est rapportée et résumée dans la section 2.
Nous proposons un modèle physique pour expliquer la coévolution de M. *, SFR et O/H dans cet article. Il s’agit d’une extension du modèle de Dayal, Ferrara et Dunlop (2013), ainsi que d’une réévaluation des paramètres du modèle à l’aide d’étalonnages O/H alternatifs, de rendements stellaires et d’une fonction de masse de départ (FMI). Cette technique analytique pour interpréter physiquement les relations d’échelle localement est décrite dans la section 3, et la formulation analytique est étendue dans la section 4 pour quantifier le développement des relations d’échelle avec le redshift. Dans la section 5, nous décrivons les résultats de notre modélisation, et dans la section 6, nous résumons nos résultats. Nous utilisons un IMF de Chabrier (2003) tout au long, tout comme nous l’avons fait dans l’article I.
