[論文レビュー] The Origin of the Mass-Radius Relation of Early-Type Galaxies

C. Chiosi, E. Merlin+1 more|arXiv (Cornell University)|Jun 12, 2012

Astronomy and Astrophysical Research参考文献 1被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、初期型銀河における質量半径関係（MRR）を、個々の銀河構造を決定する局所的物理的プロセスと、全体的な質量半径平面における分布を形作る宇宙論的統計的原則という、2つの補完的メカニズムの結果として説明している。流体力学的シミュレーションとハロー質量関数モデルを用いて、観測されたMRRの勾配（質量の大きな銀河では約0.54、矮星では約0.3）と境界構造を再現し、上側MRR境界が典型的なダークマターハローの崩壊に起因すること、下側境界が各赤方偏移における典型的な崩壊ハロー質量によって決定されることを示している。

ABSTRACT

Early-type galaxies obey a narrow relation traced by their stellar content between the mass and size (Mass- Radius relation). The wealth of recently acquired observational data essentially confirms the classical relations found by Burstein, Bender, Faber, and Nolthenius, i.e. log(R_1/2) \propto log(Ms)\simeq 0.54 for high mass galaxies and log(R_1/2) \propto log(Ms) \simeq 0.3 for dwarf systems (shallower slope), where R_1/2 and Ms are the half-light radius and total mass in stars, respectively. Why do galaxies follow these characteristic trends? What can they tell us about the process of galaxy formation? We investigate the mechanisms which concur to shape the Mass-Radius relation, in order to cast light on the physical origin of its slope, its tightness, and its zero point. We perform a theoretical analysis, and couple it with the results of numerical hydrodynamical (NB-TSPH) simulations of galaxy formation, and with a simulation of the Mass-Radius plane itself. We propose a novel interpretation of the Mass-Radius relation, which we claim to be the result of two complementary mechanisms: on one hand, the result of local physical processes, which fixes the ratio between masses and radii of individual objects; on the other hand, the action of cosmological global, statistical principles, which shape the distribution of objects in the plane. We reproduce the Mass-Radius relation with a simple numerical technique based on this view.

研究の動機と目的

• 初期型銀河（ETG）に観測されるきわめてきつい質量半径関係（MRR）の起源を、その勾配、ゼロ点、散らばり具合の観点から説明すること。
• MRRが局所的物理的プロセス、あるいはグローバルな宇宙論的統計的原則、あるいは両者の両方によって生じるのかを特定すること。
• 特に高赤方偏移における巨大ETGの存在を踏まえて、観測されたMRRをΛ-CDM宇宙論モデルと調和させること。
• ダークマターハロー質量関数と断熱的でない球対称崩壊が、MRRの上境界と下境界をどのように形作るかを調査すること。
• 合体とバリオン物理学の影響が、シミュレートされたMRRに及ぼす影響を評価し、観測データとの整合性を検証すること。

提案手法

• ダークマターハロー内でのバリオン成分の進化をモデル化するため、境界なし熱的でないSPH（NB-TSPH）流体力学的シミュレーションを実施する。
• 赤方偏移ごとにダークマターハローの統計的分布をモデル化するため、ハロー質量関数 $ n_+(M_{\text{DM}}, z) $ を用い、崩壊するハローの典型的質量スケール（CGS）を導出する。
• Gott & Rees（1975）およびFaber（1984）の断熱的でない球対称崩壊モデルと、典型的なハロー質量（CGS）を組み合わせることで理論的MRR平面を構築する。
• シミュレートされたMRRを観測データと比較し、特に観測されたMRRストリップの上境界と下境界を検証する。
• 冷却、加熱、銀河風などのバリオン過程が、低質量領域におけるMRR勾配の低下（約0.2）にどのように寄与するかを分析する。
• 1対1のハロー-銀河対応仮定を是正するため、単一の巨大銀河ではなくグループやクラスタを宿す $ 10^{14}-10^{15}M_\bigodot $ 以上のハローを除外する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された初期型銀河における質量半径関係の勾配ときつさを決定する物理的メカニズムは何か？
• RQ2 特にダークマターハロー質量の分布という宇宙論的統計的原則が、MRRの境界をどのように制約するのか？
• RQ3 なぜ巨大ETG（$ \sim 0.54 $）と矮星（$ \sim 0.3 $）の間でMRR勾配が異なるのか。バリオン過程はこの差異にどのような役割を果たすのか？
• RQ4 銀河合体はMRRをどれほど破壊するのか。また、モデルは観測されたMRRと低合体率をどのように調和させるのか？
• RQ5 上境界と下境界のMRRは、球対称崩壊モデルが予測するように、各赤方偏移における典型的なダークマターハローの崩壊によって説明可能か？

主な発見

• 観測されたMRRの上境界は、宇宙論的成長スケール（CGS）によってよく再現されており、これは各赤方偏移で崩壊する典型的なダークマターハロー質量を追跡するもので、断熱的でない球対称崩壊モデルが予測する勾配と一致する。
• 巨大銀河におけるMRR勾配（$ \log R_{1/2} \propto \log M_s^{0.54} $）は、球対称崩壊モデルの理論的予測とよく一致しており、上端のエンvelopeに宇宙論的起源が本質的に関与していることを示唆している。
• 低質量銀河では、冷却、加熱、銀河風などの拡散的バリオン過程の重要性が増し、MRR勾配が約0.2に低下するが、これは観測と整合的である。
• MRRストリップの下境界は、各赤方偏移における典型的な崩壊ハロー質量によって決定され、この境界以下の領域には、まれなコンパクト構造を除いて銀河はほとんど存在しない。
• ハロー数密度に基づくシミュレートされたMRR平面は、観測されたMRRと非常に良好に一致しており、観測ストリップの位置と形状を再現している。
• シミュレーションでは、単一の巨大銀河ではなくグループやクラスタを宿す巨大ハローが含まれているため、MRRの高質量端が過剰に人口されている。1対1の対応仮定を是正することで、観測データとの一致が改善される。