[論文レビュー] Star forming filaments in warm dark models

Liang Gao, Tom Theuns+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 11, 2014

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 1

ひとこと要約

本研究では、温かい暗黒物質（WDM）モデルにおいて、赤方偏移 z ∼ 2 以上で密度が高く、長大なフィラメントが形成されることを、流体力学的宇宙論シミュレーションを用いて示している。これにより、ガスが冷却関数の底にまで冷却され、広がったライマン限界系（LLS）が生成される。フィラメント状の星形成は z ∼ 6 まで支配的であり、最終的星形成質量の15％を占め、観測的特徴によりWDMとコールド・ダーク・マター（CDM）を区別可能である可能性がある。

ABSTRACT

We performed a hydrodynamical cosmological simulation of the formation of a Milky Way-like galaxy in a warm dark matter (WDM) cosmology. Smooth and dense filaments, several co-moving mega parsec long, form generically above z ∼ 2 in this model. Atomic line cool-ing allows gas in the centres of these filaments to cool to the base of the cooling function, resulting in a very striking pattern of extended Lyman-limit systems (LLSs). Observations of the correlation function of LLSs might hence provide useful limits on the nature of the dark matter. We argue that the self-shielding of filaments may lead to a thermal instability result-ing in star formation. We implement a sub-grid model for this, and find that filaments rather than haloes dominate star formation until z ∼ 6. Reionisation decreases the gas density in filaments, and the more usual star formation in haloes dominates below z ∼ 6, although star formation in filaments continues until z = 2. Fifteen per cent of the stars of the z = 0 galaxy formed in filaments. At higher redshift, these stars give galaxies a stringy appearance, which, if observed, might be a strong indication that the dark matter is warm. Key words: Galaxies: formation, intergalactic medium; cosmology: dark matter

研究の動機と目的

• 温かい暗黒物質（WDM）宇宙論における大規模フィラメントの形成と進化を調査すること。
• フィラメント内の原子線冷却および自己遮蔽が、ガス冷却と潜在的な星形成にどのように寄与するかを検討すること。
• 宇宙時間にわたる星形成におけるフィラメントとハローの寄与を評価すること。
• フィラメント状星形成のパターンが、温かい暗黒物質の観測的指標として機能しうるかどうかを評価すること。
• 再電離期におけるフィラメント主導からハロー主導への星形成の転換をモデル化すること。

提案手法

• ミルキーウェイ型銀河をWDM宇宙論下で高解像度の流体力学的宇宙論シミュレーションで実行する。
• 高密度フィラメントにおける原子線冷却をモデル化し、ガスが冷却関数の最小値まで冷却されることを可能にする。
• フィラメント内の自己遮蔽によって引き起こされる熱不安定性を誘発する小スケールモデルを導入し、星形成を開始する。
• z ∼ 10 から z = 0 まで、フィラメントおよびハローにおける星形成率の進化を追跡する。
• 再電離がフィラメント内のガス密度および星形成効率に与える影響を分析する。
• 星形成のうちフィラメントで生成された割合を定量的に算出し、ハロー基盤の形成と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z > 2 において、温かい暗黒物質宇宙論で、密度が高く、長大なフィラメントが一般に形成されるか？
• RQ2 フィラメント内の自己遮蔽が、熱不安定性を引き起こし、その後に星形成を誘発できるか？
• RQ3 ミルキーウェイ型銀河の星形成質量のうち、どの程度がフィラメントとハローで形成されたか、宇宙時間にわたってどう変化するか？
• RQ4 再電離は、フィラメント内のガス密度および星形成効率にどのように影響するか？
• RQ5 フィラメント内のライマン限界系（LLS）の相関関数は、暗黒物質の性質に関する観測的制約を提供できるか？

主な発見

• WDMモデルでは、z ∼ 2 以上で、数コ moving メガパーセクにわたる滑らかで高密度のフィラメントが一般に形成される。
• 原子線冷却により、フィラメント中心部のガスが冷却関数の底にまで冷却され、広がったライマン限界系（LLS）が生成される。
• フィラメント状星形成は z ∼ 6 までハロー基盤の星形成を上回り、最終的星形成質量の15％を占める。
• 再電離によりフィラメント内のガス密度が低下し、z ∼ 6 未満ではハロー主導の星形成にシフトする。
• フィラメントにおける星形成は z = 2 まで継続し、早期の銀河に糸のような外観を与える。
• LLSの観測的相関関数は、特にWDMとCDMを区別するための暗黒物質の性質に関する制約を提供できる可能性がある。