[論文レビュー] Spurious heating of stellar motions by dark matter particles in cosmological simulations of galaxy formation

Aaron D. Ludlow, S. Michael Fall+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 9, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、宇宙論的銀河形成シミュレーションにおける有限なダークマター（DM）粒子解像度に起因する星の運動の誤った加熱を同定し、定量的に評価している。特に、$100^3 \, \text{Mpc}^3$ のeagleおよびIllustrisTNG-100において、$M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.7} \, M_\odot$ の低質量銀河では、物理的に不自然なエネルギー移動により、速度分散とサイズが不自然に上昇していることが示された。本研究は、実験的ディスク加熱モデルに基づく収束基準を確立し、大スケールシミュレーションにおける信頼性の高い結果と誤った結果を区別する手がかりを提供する。

ABSTRACT

We use two cosmological simulations to study the impact of spurious heating of stellar motions within simulated galaxies by dark matter (DM) particles. The simulations share the same numerical and subgrid parameters, but one used a factor of 7 more DM particles. Many galaxy properties are unaffected by spurious heating, including their masses, star formation histories, and the spatial distribution of their gaseous baryons. The distribution and kinematics of stellar and DM particles, however, are affected. Below a resolution-dependent virial mass, $M_{200}^{ m spur}$, galaxies have higher characteristic velocities, larger sizes, and more angular momentum in the simulation with lower DM mass resolution; haloes have higher central densities and lower velocity dispersions. Above $M_{200}^{ m spur}$, galaxies and haloes have similar properties in both runs. The differences arise due to spurious heating, which transfers energy from DM to stellar particles, causing galaxies to heat up and haloes to cool down. The value of $M_{200}^{ m spur}$ can be derived from an empirical disc heating model, and coincides with the mass below which the predicted {\em spurious} velocity dispersion exceeds the {\em measured} velocity dispersion of simulated galaxies. We predict that galaxies in the $100^3\, { m Mpc}^3$ \eagle\, run and IllustrisTNG-100 are robust to spurious collisional effects at their half-mass radii provided $M_{200}^{ m spur}\approx 10^{11.7}{ m M_\odot}$; for the $25^3\, { m Mpc}^3$ \eagle\, run and IllustrisTNG-50, we predict $M_{200}^{ m spur}\approx 10^{11}{ m M_\odot}$. Suppressing spurious heating at smaller/larger radii, or for older/younger stellar populations, requires haloes to be resolved with more/fewer DM particles.

研究の動機と目的

• 宇宙論的銀河形成シミュレーション内での有限なダークマター粒子解像度が星の運動に及ぼす誤った加熱の原因を調査すること。
• 誤った加熱に耐性があるか、歪みを受けるかを系統的に評価する銀河性質を特定すること。
• 実験的ディスク加熱モデルに基づき、衝突的効果によってシミュレーション結果が信頼できなくなる質量スケールを特定する収束基準を導出すること。
• eagleやIllustrisTNGのような大スケールシミュレーションにおける銀河性質の信頼性を評価するための実用的閾値（$M_{200}^\text{spur}$）を提供すること。

提案手法

• 数値的および小スケールパラメータは同一だが、ダークマター粒子質量に7倍の差がある2つの宇宙論的シミュレーションを用い、DM解像度の影響を分離する。
• 異なる質量チャンクにわたり、星の速度分散、サイズ、角運動量、ハロー中心密度といった銀河性質を比較する。
• 実験的ディスク加熱モデルを適用し、DM粒子の散乱によって生じる誤った速度分散を予測し、シミュレートされた銀河における測定値と照合する。
• $M_{200}^\text{spur}$ は、予測された誤った速度分散とシミュレート銀河における測定値が等しくなる質量として定義される。
• 既存のシミュレーション（eagles, IllustrisTNG-100, IllustrisTNG-50）にこの手法を適用し、異なる解像度領域における $M_{200}^\text{spur}$ を推定する。
• ソフトエイニング長と粒子質量比の変動を考慮し、ハローおよび銀河質量スケールにわたる結果の妥当性を検証する。

Figure 1: Logarithmic difference between the stellar (top panel), gas (middle panel), and central supermassive black hole masses (lower panel) of individual central galaxies that were matched between ${\rm LoResDM}$ and ${\rm HiResDM}$ . Results are plotted as a function of the virial mass in the ${

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ダークマター粒子に起因する誤った加熱が、シミュレートされた銀河の運動論的性質に顕著に影響を及ぼし始めるハロー質量はどの程度か？
• RQ2 質量、星形成歴、バリオン分布といった銀河性質のうち、誤った加熱に耐性があるか、歪みを受けるかは何か？
• RQ3 実験的ディスク加熱モデルは、宇宙論的シミュレーションにおける誤った加熱の発生を正確に予測できるか？
• RQ4 異なる粒子質量およびボックスサイズを有する宇宙論的シミュレーションプロジェクト（例：eagle対IllustrisTNG）において、$M_{200}^\text{spur}$ の閾値はどのように変化するか？
• RQ5 特定の銀河中心距離または特定の星形成世代に対して誤った加熱を抑制するには、どの程度のDM粒子解像度が必要か？

主な発見

• 誤った加熱は、$M_{200}^\text{spur}$ 未満の銀河において、特徴的な速度分散、サイズ、角運動量を上昇させる一方、低解像度のシミュレーションではハローは中心密度が高く、速度分散が低くなる。
• 銀河質量、星形成歴、およびガスバリオンの空間的分布は誤った加熱に影響を受けないため、星およびDMの運動論的・構造的性質にのみ影響を受けることが示された。
• $100^3 \, \text{Mpc}^3$ のeagle実行およびIllustrisTNG-100では、$M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.7} \, M_\odot$ であり、$25^3 \, \text{Mpc}^3$ のeagle実行およびIllustrisTNG-50では、$M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.0} \, M_\odot$ である。
• 閾値 $M_{200}^\text{spur}$ は、予測された誤った速度分散とシミュレート銀河における測定値が一致する質量スケールと一致しており、実験的モデルの妥当性が裏付けられた。
• より小さな半径やより古い星形成世代では、誤った加熱を抑制するためにはより高いDM粒子解像度が必要であるが、より大きな半径や若い星形成世代では、粒子数が少ない場合でも十分である。
• 本研究は実用的な収束基準を提供する：$M_{200} \gtrsim M_{200}^\text{spur}$ である銀河は、同程度の解像度およびソフトエイニングを有するシミュレーションにおいて、誤った加熱の影響に耐性がある。

Figure 2: Average star formation histories (SFHs) for central galaxies occupying DM haloes with different $z=0$ virial masses (the values of $M_{200}$ are chosen to lie within $\pm 0.15$ dex of the values indicated near each pair of curves). Results are shown for ${\rm LoResDM}$ using solid orange l