[論文レビュー] Concentrations and Assembly Histories of Dark Matter Halos

Risa H. Wechsler, James S. Bullock+3 more|arXiv (Cornell University)|Nov 5, 2001

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、ダークマター銀河団の濃度とその質量合成歴の間のタイトで普遍的な相関関係を確立し、任意のエポックにおける銀河団濃度が主に形成時刻に依存することを示している。関係式は $ c_{\text{vir}} = c_1 a_o / a_c $ で表され、質量および赤方偏移依存性を説明するとともに、同じ質量の銀河団における観測された濃度の散らばりの大部分を説明する。

ABSTRACT

We study the relation between the density profiles of dark matter halos and their mass assembly histories, using a statistical sample of halos in a high-resolution N-body simulation of the LCDM cosmology. For each halo at z=0, we identify its merger-history tree, and determine concentration parameters c_vir for all progenitors, thus providing a structural merger tree for each halo. We fit the mass accretion histories by a universal function with one parameter, the formation epoch a_c, defined when the log mass accretion rate dlog M/doga falls below a critical value. We find that late forming galaxies tend to be less concentrated, such that c_vir ``observed'' at any epoch a_obs is strongly correlated with a_c via c_vir=c_1 a_obs/a_c. Scatter about this relation is mostly due to measurement errors in c_vir and a_c, implying that the actual spread in c_vir for halos of a given mass can be mostly attributed to scatter in a_c. Because of the direct connection between halo concentration and velocity rotation curves, and because of probable connections between halo mass assembly history and star formation history, the tight correlation between these properties provides an essential new ingredient for galaxy formation modeling.

研究の動機と目的

• 等しい質量のダークマター銀河団における濃度の散らばりの物理的起源を理解すること。
• ΛCDM宇宙論における銀河団の密度プロファイルと質量吸収歴の関係を調査すること。
• 銀河団の形成時刻（吸収率の勾配を用いて定義）が濃度にどのように寄与するかを定量化すること。
• 銀河形成モデリングに使用可能な、濃度と形成エポックの間の普遍的関数形を構築すること。

提案手法

• ARTコードを用いて、$ \Omega_m = 0.3 $、$ h = 0.7 $、$ \sigma_8 = 1.0 $ の平坦なΛCDM宇宙の高分解能N体シミュレーションを実施。
• $ z = 40 $ から $ z = 0 $ まで、60 $ h^{-1} $ Mpc のボックス内で $ 256^3 $ 個の寒冷ダークマター粒子を追跡し、36個の赤方偏移スナップショットで銀河団カタログを生成。
• 200個以上の粒子を持つ銀河団（$ M > 2.2 \times 10^{11} h^{-1} M_\odot $）のNFW密度プロファイルを測定し、各エポックで $ c_{\text{vir}} = R_{\text{vir}} / R_s $ を計算。
• 過去にさかのぼって progenitor を追跡し、約3000個の銀河団について完全な構造的合体ツリーを構築。各エポックで $ c_{\text{vir}} $ を決定。
• 質量吸収歴に関数形 $ M(a) = M_o \exp\left[ -a_c S (a_o/a - 1) \right] $ をフィットし、$ d\log M / d\log a < S $ となるスケール因子 $ a_c $ を定義。
• 普遍的関係式 $ c_{\text{vir}} = c_1 a_o / a_c $ を導出し、$ c_1 \approx 4.1 $ として、赤方偏移および質量の範囲にわたりその有効性を検証。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ダークマター銀河団の質量合成歴は、その濃度パラメータにどのように影響するか？
• RQ2 固定された質量における銀河団濃度の散らばりは、形成時刻のばらつきによって説明可能か？
• RQ3 異なる赤方偏移および質量範囲にわたり、銀河団濃度とその形成エポックを結ぶ普遍的関数形が存在するか？
• RQ4 あるエポックにおける濃度は、銀河団の吸収歴にどの程度依存するか？
• RQ5 吸収率の勾配によって定義される形成時刻 $ a_c $ と観測可能な濃度 $ c_{\text{vir}} $ の間には、どのような相関関係があるか？

主な発見

• 任意のエポック $ a_o $ における濃度パラメータ $ c_{\text{vir}} $ は、形成エポック $ a_c $ とタイトに相関しており、$ c_{\text{vir}} = c_1 a_o / a_c $（$ c_1 \approx 4.1 $）に従う。
• 固定された質量における $ c_{\text{vir}} $ の散らばりは、特定の形成時刻における濃度の固有の散らばりではなく、$ a_c $ の散らばりに起因する。
• 関係式 $ c_{\text{vir}} = c_1 a_o / a_c $ は、研究された全範囲の銀河団質量および赤方偏移における濃度の依存性を正確に記述する。
• 後期に形成された銀河団は系として濃度が低く、$ a_c $ が大きくなるにつれて $ c_{\text{vir}} $ は減少する。
• 関数形 $ M(a) = M_o \exp\left[ -a_c S (a_o/a - 1) \right] $ は、個々の銀河団の質量吸収歴に非常に良いフィットを示す。
• 特徴的な形成時刻 $ a_c $ は赤方偏移スケーリングに対して不変であり、普遍的で頑健な銀河団の性質である。