Numerical Problems in simulations of galaxy

Cosmological simulations of
galaxy formation
岡本崇 (University of Durham)
Collaborators:
A. Jenkins, V. Eke, C. Frenk (Durham)
1.
2.
3.
4.
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
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 bulgedominated galaxies (E, S0) になってしまう。
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
hot gas
cold phase
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
M c  xM SPH
• 変更点
– Cold phase と hot phase は圧力平衡
x 1 x 1
c  x , c  h  

 , uc c  uh h  ueff 
c
h

– Metallicity dependence を導入
– Non-instantaneous recycling (Type Ia SNe も考慮)
0.5
Phase transition
Mc
0  
M *  (1   )
, t*  t* 
,

IR を仮定すると
t*
  th 
Mc
d ( M h uh )
1 
  SN M *   usn
, uSN 
 SN
dt
t*

SN
0.8
  
Mc
M c  A
, A  A0 
 ,
EV
t*
  th 
 ( ,u , Z ) M h
M c   M h  net h h
.
TI
TI
uh  uc
h
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、
uh (  ) 
uSN  A(  )uc
A(  )  1
uc=const ( Tc=103 K) とすると、hot phase の
self-regulated temperature は密度だけの関数
– ISM の圧力
P(  )  ( 1) ueff  (γ 1) huh  ( 1) cuc
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。
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）。

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