[論文レビュー] The History of the Baryon Budget: Cosmic Logistics in a Hierarchical Universe

Yann Rasera, Romain Teyssier|ArXiv.org|May 23, 2005

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 98被引用数 137

ひとこと要約

本論文は、階層的宇宙論における銀河形成を想定した簡略化された解析的モデルを提示する。高解像度N体流体ダイナミクスシミュレーションを用いて、銀河ハロー内の星形成およびガス相の進化を追跡する。その結果、星形成時効率 $ t_* = 3 $ Gyr および風効率 $ \eta_{\rm w} = 1.5 $ が、観測された反階層的星形成歴史およびバリオン分额を最もよく再現することが判明した：$ \Omega_* \simeq 0.004 $、$ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $、$ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $、$ \Omega_{\rm back} \simeq 0.02 $。

ABSTRACT

Using a series of high-resolution N-body hydrodynamical numerical simulations, we investigate several scenarios for the evolution of the baryon budget in galactic halos. We derive individual halo star formation history (SFH), as well as the global star formation rate in the universe. We develop a simple analytical model that allows us to compute surprisingly accurate predictions, when compared to our simulations, but also to other simulations presented in Springel & Hernquist (2003). The model depends on two main parameters: the star formation time scale t* and the wind efficiency eta_w. We also compute, for halos of a given mass, the baryon fraction in each of the following phases: cold disc gas, hot halo gas and stars. Here again, our analytical model predictions are in good agreement with simulation results, if one correctly takes into account finite resolution effect. We compare predictions of our analytical model to several observational constraints, and conclude that a very narrow range of the model parameters is allowed. The important role played by galactic winds is outlined, as well as a possible `superwind' scenario in groups and clusters. The `anti-hierarchical' behavior of observed SFH is well reproduced by our best model with t*=3Gyr and eta_w=1.5. We obtain in this case a present-day cosmic baryon budget of Omega*= 0.004, Omega_cold=0.0004, Omega_hot=0.01 and Omega_back=0.02 (diffuse background).

研究の動機と目的

• 階層的銀河形成フレームワーク内において、星、冷たいディスク、ホットハロー、および拡散的バックグラウンドという異なる相における宇宙バリオン分額の進化を理解すること。
• ハロ質量および赤方偏移にわたるバリオン分布および星形成歴史を正確に予測できるシンプルな解析的モデルを開発すること。
• 高解像度N体流体ダイナミクスシミュレーションを用いて、星形成時効率 $ t_* $ および風効率 $ \eta_{\rm w} $ といった主要パラメータをキャリブレーションすること。
• 銀河風およびフィードバックの影響が、全般的な星形成率および異なる相におけるバリオン分額に与える影響を評価すること。
• 星形成歴史およびバリオン分額に関する観測的制約と比較することで、モデルパラメータを制約すること。

提案手法

• 銀河ハローの形成および進化とそのバリオン的成分をモデル化するために、高解像度N体流体ダイナミクスシミュレーションを多数実施する。
• 星形成時効率 $ t_* $ および風効率 $ \eta_{\rm w} $ の2つの自由パラメータに基づく解析的モデルを開発し、バリオン分布および星形成歴史を予測する。
• 冷たいディスクへのガス冷却および降着を、2つの状態でモデル化する：急速冷却（軌道減衰時間 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ に制限される）および緩やかな冷却（降着が無視できる）。
• 軌道減衰時間は $ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ で定義され、ハロ質量に依存しないものと仮定し、シミュレーション結果と照合してキャリブレーションする。
• ハロ質量および赤方偏移の関数として、冷たいディスク、ホットハロー、星、および拡散的バックグラウンド（Lyman-alphaフォレスト）におけるバリオン分額を計算する。
• モデルの予測を、シミュレーション（例：Springel & Hernquist 2003b）および全般的な星形成率およびバリオン分額に関する観測的制約と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 宇宙における星形成歴史の進化は何か？ また、シンプルな解析的モデルでどれほど正確に再現できるか？
• RQ2 冷たいディスク、ホットハロー、星、および拡散的バックグラウンドにおけるバリオン分額は、ハロ質量および赤方偏移に従ってどのように進化するか？
• RQ3 シミュレーション結果および観測的制約と最もよく一致する星形成時効率 $ t_* $ および風効率 $ \eta_{\rm w} $ の値は何か？
• RQ4 銀河風のようなフィードバックプロセスは、全般的なバリオン分額および星形成歴史の反階層的挙動にどのように影響を与えるか？
• RQ5 フィルタリング質量および冷却効率は、ハロー内におけるディスク形成および星形成の開始にどのように寄与するか？

主な発見

• 星形成時効率 $ t_* = 3 $ Gyr および風効率 $ \eta_{\rm w} = 1.5 $ を用いた解析的モデルは、ハロ質量にわたるシミュレーションの星形成歴史およびバリオン分額を正確に再現する。
• モデルは、現在の宇宙バリオン分額として、星の $ \Omega_* \simeq 0.004 $、冷たいディスクの $ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $、ホットハローの $ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $、拡散的バックグラウンドの $ \Omega_{\rm back} \simeq 0.02 $ を予測する。
• 銀河風は星形成を制御する上で極めて重要な役割を果たし、風効率 $ \eta_{\rm w} $ は観測によって $ \sim 1.5 $ にきわめて厳密に制約される。
• モデルは、低質量ハローが高質量ハローよりも後に星形成を行うという観測された反階層的星形成歴史を成功裏に再現する。
• シミュレーションにおける有限解像度効果は、特に冷たいディスクおよびホットハローのガス分額に関して、解析的モデルの予測と一致させるために慎重に取り扱う必要がある。
• 急速冷却は、軌道減衰時間 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ に制限され、$ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ はハロ質量にわたって一定であるとキャリブレーションされている。