Cosmological simulations of galaxy formation 岡本 崇 (University of Durham) Collaborators: A. Jenkins, V. Eke, C. Frenk (Durham) Introduction Modelの説明 Results Discussion

Introduction 宇宙の質量の大部分は cold dark matter (CDM) が占めている Hierarchical clustering 小さな構造から先に形成され、それらが集合・合体することにより、より大きな構造が形成される。 高赤方偏移で小質量・高密度な天体が形成され、ほとんどのガスはそこで冷えてしまう。

角運動量問題 合体後、dynamical friction で中心へ落ちていく過程で角運動量を失う 悲しいくらいに冷えて中心に集まったバリオン(星, cold gas) 合体後、dynamical friction で中心へ落ちていく過程で角運動量を失う CDM の元で simulation をすると、殆どの銀河が bulge-dominated galaxies (E, S0) になってしまう。

今回は feedback model を工夫してλCDMの下で円盤銀河を作ってみる。 「渦巻き銀河できるかな？」 角運動量問題とサヨナラするために Small scale の揺らぎがなければいい Warm DM Reionization が間に合わない 小さな halo での baryon の collapse を抑制 Feedback ただし強すぎると accretion を抑制して disk の形成を妨げる。 今回は feedback model を工夫してλCDMの下で円盤銀河を作ってみる。 「渦巻き銀河できるかな？」

Star formation & feedback Springel&Hernquist (03) の multiphase model を少し変更したものを使う hot phase cold gas cold phase hot gas SPH 粒子 仮定 ISM は 2 phases で hot phase によって支えられている Hot phase は SNe からのエネルギーで維持される Cold phase (cloud) はthermal instability で成長

Multiphase model 変更点 Cold phase と hot phase は圧力平衡 Metallicity dependence を導入 Non-instantaneous recycling (Type Ia SNe も考慮) Phase transition IR を仮定すると

Metallicity dependence Cloud の形成率が hot phase の cooling rate に依存 Cloud fraction, x, は金属量に依存する Self-regulation が働いているとき、 ISM の圧力 は x で決まる Model を Z=Z◎で Kennicutt law を 再現するように normalize すると各 金属量での self-regulated effective temperature は金属量に依存 低金属量の ISM ほど FB の影響 が強い。 uc=const ( Tc=103 K) とすると、hot phase の self-regulated temperature は密度だけの関数

IRA を外す Age と metallicity に応じて一番近傍の SPH 粒子に ΔESN, ΔM, ΔZを与える cooling evaporation SF (☆ particle をﾎﾟﾛﾘ)

TEST 1012 M◎、baryon fraction 0.1 の virialise した回転球 (λ=0.1), Zini = 0.3 Z◎ Z > 0.3 Z◎ではほぼ Kennicutt law を満たす。

Cosmological Simulations ΛCDM (Ω0=0.3, λ0=0.7, h=0.7, Ωb=0.04) Select a halo having a quiet merger history from a N-body simulation (L=35 h-1Mpc) Resimulate with high-resolution DM and SPH particles in the selecting region. MSPH = 2.6 x 106 h-1 M☺ NSPH ( ~NDM) in the halo is ~60,000. UVB (Haardt & Madau 96) Type II & Ia SNe Metallicity dependent cooling Multiphase ISM Phase decoupling (TO et al 03)

z=5.07 z=1.17 z=3.69 z=0.67 z=2.82 z=0.29 z=1.80 z=0

B/T > 0.5 くらい？ 中心集中度が高すぎるような気がする （色付けが必要)。 そもそもそういう銀河かもしれない（もっとサンプルが必要)。

Discussion 金属量依存性をもつmultiphase model を用いることにより high-z での baryon のcollapse を抑制 大きな銀河円盤が形成された。 High-z での銀河風が halo gas を汚染するので冷えるバリオンの量はかえって増える。 → バルジが大きくなりすぎる。 Starburst 時にもっと強い FB が必要？ AGN? SF has two modes? Variable IMF? [O/Fe]-[Fe/H] や metallicity distribution を調べることで FB model に制限がつけられるはず(長島さんのポスターもみてね）。