[論文レビュー] Evolution of the Lyman-alpha forest from high to low redshift

R. Riediger, Patrick Petitjean+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 14, 1997

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、CDMモデルのN体シミュレーションを用いて、z=5からz=0にかけてのライマン＝アルファフォレストの赤方偏移による進化を、バリオンがダークマターを追跡すると仮定して調査している。z=4からz=1にかけて、log N(HI) > 12 である吸収線の数密度はほぼ一定であり、z=0では、log N(HI) > 12、13、14 のそれぞれに対して、単位赤方偏移あたり約400、100、20本の線密度を示しており、これはフォレスト線の大部分が弱く、銀河と強く相関していないことを示している。

ABSTRACT

We study the evolution with redshift, from z=5 to z=0, of the Lyman-alpha forest in a CDM model using numerical simulations including collisionless particles only. The baryonic component is assumed to follow the dark matter distribution. We distinguish between two populations of particles: Population P{s} traces the filamentary structures of the dark matter, evolves slowly with redshift and, for N(HI)>10^14 cm^-2, dominates the number density of lines at z<3; most of population P{u} is located in underdense regions and for the same column densities, disappears rapidly at high redshift. We generate synthetic spectra from the simulation and show that the redshift evolution of the Lyman-alpha forest (decrement, N(HI) distribution) is well reproduced over the whole redshift range for Omega_b*h^2=0.0125 and J_-21=0.1 at z=3 where J_-21 is the UV background flux intensity in units of 10^-21 erg cm^-2 s^-1 Hz^-1 sr^-1. The total number of lines with N(HI)>10^12 cm^-2 remains approximately constant from z=4 to z=1. At z=0, the number density of lines per unit redshift with log N(HI)>12, 13, 14 is of the order of 400, 100, and 20 respectively. Therefore, at low redshift, if most of the strong (w_r>0.3 Å) lines are expected to be associated with galaxies, the bulk of the Lyman-alpha forest however should have lower equivalent width and should not be tightly correlated with galaxies.

研究の動機と目的

• 宇宙の歴史にわたるライマン＝アルファフォレストの赤方偏移による進化を理解すること。
• 高赤方偏移から低赤方偏移にかけて、HI吸収線の分布と数密度がどのように変化するかをモデル化すること。
• ダークマター構造がフォレストの性質に与える影響を評価すること。
• 低赤方偏移においてライマン＝アルファフォレストが銀河と相関しているかどうかを特定すること。
• シミュレートされたフォレストの性質が観測された減光量および吸収断面分布と整合しているかどうかを検証すること。

提案手法

• 衝突なしの粒子を用いてダークマター分布を追跡するCDMモデルをシミュレートする。
• バリオンが放射冷却やフィードバックなしにダークマター分布に従うと仮定する。
• 粒子を2つの集団に分類する：細線構造に位置するP{s}と、低密度領域に位置するP{u}。
• シミュレーションから合成スペクトルを生成し、観測されたフォレストの性質と比較する。
• z=3におけるUV背景放射強度J_-21 = 0.1を用いて光電離をモデル化する。
• z=0からz=5の範囲で、シミュレートされた減光量およびN(HI)分布を観測結果と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z=5からz=0にかけて、ライマン＝アルファフォレスト線の数密度はどのように変化するか？
• RQ2 filamentary（P{s}）および低密度（P{u}）領域が、異なる赤方偏移でフォレストに与える寄与は何か？
• RQ3 低赤方偏移における強いライマン＝アルファ線は、どの程度銀河に関連しているか？
• RQ4 バリオンがダークマターを追跡するCDMモデルが、観測された吸収断面分布および減光量を再現できるか？
• RQ5 z=0における、異なる吸収断面の閾値に対応する予測線密度は何か？

主な発見

• N(HI) > 10^12 cm^-2 である線の総数密度は、z=4からz=1にかけてほぼ一定である。
• z=0では、log N(HI) > 12 に対して単位赤方偏移あたり約400本、log N(HI) > 13 に対して約100本、log N(HI) > 14 に対して約20本の線密度を示している。
• z<3 において、N(HI) > 10^14 cm^-2 の線の数に占める、細線構造に位置するP{s}の寄与が支配的である。
• 同様の吸収断面に対して、低密度領域に位置するP{u}は、高赤方偏移で急速に消失する。
• Omega_b*h^2 = 0.0125 および z=3 における J_-21 = 0.1 の条件下で、シミュレートされた減光量および N(HI) 分布の赤方偏移による進化は、観測結果とよく一致している。
• 低赤方偏移におけるライマン＝アルファフォレスト線の大部分は、等価幅が小さく、銀河と強く相関していない。