Cosmological simulations of galaxy formation

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1 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

2 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。

3 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。

4 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？」

5 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

6 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

7 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

8 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)

9 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。

10 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)

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

12

13 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)。

14 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）。