[논문 리뷰] Spurious heating of stellar motions by dark matter particles in cosmological simulations of galaxy formation

Aaron D. Ludlow, S. Michael Fall외 3명|arXiv (Cornell University)|2023. 06. 09.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 우주론적 은하 형성 시뮬레이션에서 유한한 암흑물질(DM) 입자 해상도로 인해 발생하는 은하 운동의 비물리적 가열 현상을 규명하고 정량화한다. 이로 인해 저질량 은하($M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.7} \, M_\odot$ in $100^3 \, \text{Mpc}^3$ eagle 및 IllustrisTNG-100)에서 비물리적 에너지 전달로 인해 은하의 속도 분산과 크기가 인위적으로 높아지는 현상이 발생한다. 연구는 경험적 디스크 가열 모델을 기반으로 한 수렴 기준을 수립하여 대규모 시뮬레이션에서 신뢰할 수 있는 결과와 비물리적 결과를 구분한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 유한한 암흑물질 입자 해상도가 우주론적 은하 형성 시뮬레이션 내 은하 운동에 비물리적 가열을 유도하는 방식을 조사하는 것.
• 비물리적 가열에 의해 영향을 받지 않고 신뢰할 수 있는 은하 성질과 시뮬레이션 결과에 체계적으로 편향을 주는 성질을 식별하는 것.
• 경험적 디스크 가열 모델을 기반으로 하여 충돌 효과로 인해 결과가 신뢰할 수 없어지는 질량 척도를 식별하기 위한 수렴 기준을 도출하는 것.
• eagle 및 IllustrisTNG와 같은 대규모 시뮬레이션에서 은하 성질의 신뢰성 평가를 위한 실용적 기준($M_{200}^\text{spur}$)을 제공하는 것.

제안 방법

• 수치적 및 보조격자 파rameter는 동일하지만 암흑물질 입자 질량이 7배 차이 나는 두 개의 우주론적 시뮬레이션을 사용하여 DM 해상도의 영향을 분리한다.
• 다양한 질량 구간에서 은하 성질인 별의 속도 분산, 크기, 운동량, 허브 중심 밀도를 비교한다.
• 경험적 디스크 가열 모델을 적용하여 DM 입자 산란으로 인해 유도되는 비물리적 속도 분산을 예측하고, 이를 시뮬레이션된 은하의 측정된 속도 분산과 비교한다.
• 임계 질량 $M_{200}^\text{spur}$는 예측된 비물리적 속도 분산이 시뮬레이션된 은하의 측정된 분산과 동일해지는 질량으로 정의된다.
• 기존의 시뮬레이션(eagles, IllustrisTNG-100, IllustrisTNG-50)에 이 방법을 적용하여 다양한 해상도 조건에서 $M_{200}^\text{spur}$를 추정한다.
• 소프팅닝 길이 및 입자 질량 비율의 변화를 고려하고, 다양한 허브 및 은하 질량 척도에서 결과를 검증한다.

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 ${

실험 결과

연구 질문

• RQ1 어느 허브 질량에서 암흑물질 입자로 인한 비물리적 가열이 시뮬레이션된 은하의 운동학적 성질에 유의미하게 영향을 미치기 시작하는가?
• RQ2 질량, 별 형성 역사, 복사성 물질 분포 등의 은하 성질 중에서 비물리적 가열에 강건한 성질과 그렇지 않은 성질은 무엇인가?
• RQ3 경험적 디스크 가열 모델이 우주론적 시뮬레이션에서 비물리적 가열의 시작 시점을 정확히 예측할 수 있는가?
• RQ4 다른 입자 질량과 박스 크기를 가진 우주론적 시뮬레이션 프로젝트(eagle 대비 IllustrisTNG) 간에 임계 질량 $M_{200}^\text{spur}$는 어떻게 달라지는가?
• RQ5 특정 은하중심 반경 또는 특정 별 집단에서 비물리적 가열을 억제하기 위해 필요한 입자 해상도는 무엇인가?

주요 결과

• 비물리적 가열은 $M_{200}^\text{spur}$ 이하의 은하에서 특성 속도 분산, 크기, 운동량을 증가시키며, 저해상도 런에서는 허브의 중심 밀도는 높고 속도 분산은 낮아진다.
• 은하 질량, 별 형성 역사, 기체성 복사성 물질의 공간 분포는 비물리적 가열에 영향을 받지 않아, 별과 DM의 운동학적 및 구조적 성질에만 영향을 받는다.
• 100^3 \, \text{Mpc}^3$ eagle 런과 IllustrisTNG-100의 경우 $M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.7} \, M_\odot$이며, $25^3 \, \text{Mpc}^3$ eagle 런과 IllustrisTNG-50의 경우 $M_{200}^\text{spur} \approx 10^{11.0} \, M_\odot$이다.
• 임계 질량 $M_{200}^\text{spur}$는 예측된 비물리적 속도 분산이 시뮬레이션된 은하의 측정된 분산과 일치하는 질량 척도와 일치하여 경험적 모델의 타당성을 입증한다.
• 더 작은 반경이나 오래된 별 집단에서 비물리적 가열을 억제하려면 더 높은 DM 입자 해상도가 필요하며, 더 큰 반경이나 더 어린 별 집단의 경우 더 적은 수의 입자가 충분하다.
• 본 연구는 실용적인 수렴 기준을 제시한다: $M_{200} \gtrsim M_{200}^\text{spur}$인 은하의 경우 유사한 해상도와 소프팅닝 조건을 가진 시뮬레이션에서 비물리적 가열 영향을 견딜 수 있다.

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