[論文レビュー] Halo Contraction Effect in Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation

Oleg Y. Gnedin, Daniel Ceverino+6 more|arXiv (Cornell University)|Aug 29, 2011

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 3被引用数 51

ひとこと要約

この論文は、銀河スケールにわたる宇宙論的流体力学的シミュレーションにおいて、ハロー収縮効果を検証し、バリオンの凝縮が内側のダークマター密度を数倍まで増加させることを示している。これは、標準的な断熱収縮モデルが予測するよりも強い。本研究では、軌道平均半径を用いた修正された修正断熱収縮（MAC）モデルを提案し、二つのパラメータ（$A_0 \approx 1.6$、$w \in [0.6, 1.3]$）によるフィットを用いることで、ダークマター密度プロファイルを約10%のrms誤差で予測可能となり、ハローのバリオン分散への応答を強固に特定可能にする。

ABSTRACT

The condensation of gas and stars in the inner regions of dark matter halos leads to a more concentrated dark matter distribution. While this effect is based on simple gravitational physics, the question of its validity in hierarchical galaxy formation has led to an active debate in the literature. We use a collection of several state-of-the-art cosmological hydrodynamic simulations to study the halo contraction effect in systems ranging from dwarf galaxies to clusters of galaxies, at high and low redshift. The simulations are run by different groups with different codes and include hierarchical merging, gas cooling, star formation, and stellar feedback. We show that in all our cases the inner dark matter density increases relative to the matching simulation without baryon dissipation, at least by a factor of several. The strength of the contraction effect varies from system to system and cannot be reduced to a simple prescription. We present a revised analytical model that describes the contracted mass profile to an rms accuracy of about 10%. The model can be used to effectively bracket the response of the dark matter halo to baryon dissipation. The halo contraction effect is real and must be included in modeling of the mass distribution of galaxies and galaxy clusters.

研究の動機と目的

• ガス冷却、星形成、フィードバックを含む現実的な宇宙論的流体力学的シミュレーションにおいて、ハロー収縮効果の実在性と強度を検証すること。
• 階層的銀河形成において、標準的な断熱収縮モデルがダークマターハローの収縮を過大予測しているかどうかを評価すること。
• 矮星銀河から銀河団に至る多様な系にわたって、ハロー収縮応答を正確に捉える修正された解析モデルを開発すること。
• 収縮強度の固有の散らばりを定量し、バリオン分布や軌道離心率といった主要な物理的要因を同定すること。
• 半アナリティカルモデルや観測的推論に使用可能な実用的でキャリブレーション済みのモデル（Contraソフトウェア）を提供すること。

提案手法

• ミルキーウェイサイズの銀河および銀河団をカバーする、複数のグループが異なるコードを用いて実行した大規模な宇宙論的流体力学的シミュレーションのアンサンブルを用いる。
• バリオン分散を含む・含まないシナリオにおけるダークマター密度プロファイルを比較し、収縮効果を分離する。
• 不変量 $[M_{\rm dm}(\bar{r}) + M_{{\rm b},i}(\bar{r})]r = [M_{\rm dm}(\bar{r}) + M_{{\rm b},f}(\bar{r}_f)]r_f$ を根拠とする、修正された断熱収縮モデルを導入する。ここで $\bar{r}$ は軌道平均半径を表す。
• 軌道平均半径と半径の関係を表すべきべき累乗則フィット $\bar{r}/r_{\rm vir} = A(r/r_{\rm vir})^w$ を用い、$A$ と $w$ をシミュレーションデータからキャリブレーションする。
• 収縮係数 $y = r_f/r$ および質量増幅 $F_M(r)$ の解析的近似を、バリオン密度プロファイルの勾配 $\nu$ とバリオン分率 $f_b$ を組み込んで導出する。
• モデルをシミュレーションと比較し、収縮したダークマター密度プロファイルを約10%のrms誤差で予測可能であることを検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 宇宙論的流体力学的シミュレーションにおけるバリオン分散が、ダークマターハローの測定可能な収縮を引き起こすか？
• RQ2 ハロー収縮の強度は、異なる銀河質量や形成歴史に応じてどのように変化するか？
• RQ3 非球形で合体が頻発する環境では、標準的な断熱収縮モデルが収縮効果をどれほど過大予測しているか？
• RQ4 軌道平均半径に基づく修正された解析モデルは、標準モデルに比べて収縮したダークマター密度プロファイルをよりよく予測できるか？
• RQ5 ハロー収縮の固有の散らばりを支配する主要な物理的パラメータは何か。それらはどのように制約できるか？

主な発見

• ハロー収縮効果は実在のものであり、矮星銀河から銀河団に至るすべてのシミュレートされた系で一貫して観測されており、内側のダークマター密度が数倍に増加している。
• 特に非球形かつ合体が頻発する環境では、標準的な断熱収縮モデルが予測するよりも収縮効果が弱い。
• 修正されたMACモデルは、多様なシミュレーションにわたって収縮したダークマター密度プロファイルを約10%のrms誤差で予測可能である。
• モデルパラメータは $1 < A_0 < 2.2$ および $0.6 < w < 1.3$ に制約され、$A_0 = 1.6$ が顕著な損失なしにほぼ最適な精度を提供する。
• 収縮したダークマター密度プロファイルの内側対数勾配は、$\gamma = (1 + 2w\nu)/(1 + 2w)$ でよく記述され、バリオン密度プロファイルの勾配 $\nu$ と直接関連づけられる。
• 本モデルはオープンソースのソフトウェアパッケージContraとして実装されており、銀河形成モデリングおよび観測的分析に利用可能である。