[논문 리뷰] The History of the Baryon Budget: Cosmic Logistics in a Hierarchical Universe

Yann Rasera, Romain Teyssier|ArXiv.org|2005. 05. 23.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 98인용 수 137

한 줄 요약

이 논문은 계층적 우주론에서 은하 형성의 우주론적 비량을 단순화된 분석 모델로 제시하며, 고해상도 N-체 유체역학 시뮬레이션을 사용해 은하 혼합물의 별 형성과 기체 상황을 추적한다. 결과적으로 별 형성 시간 상수 $ t_* = 3 $ Gyr 와 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} = 1.5 $ 가 관측된 반-계층적 별 형성 역사와 비량 분포를 가장 잘 재현한다: $ \Omega_* \simeq 0.004 $, $ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $, $ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $, 및 $ \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).

연구 동기 및 목표

• 계층적 은하 형성 틀 안에서 별, 냉각 디스크, 뜨거운 혼합물, 그리고 희박한 배경(lyman-alpha 숲) 등 다양한 상황에서의 우주론적 비량 분포의 진화를 이해한다.
• 모든 은하 혼합물 질량과 적색편이에서 비량 분포와 별 형성 역사에 정확히 예측할 수 있는 단순한 분석 모델을 개발한다.
• 고해상도 N-체 유체역학 시뮬레이션을 사용해 주요 매개변수인 별 형성 시간 상수 $ t_* $ 와 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} $ 를 校정한다.
• 은하 풍속과 피드백이 전반적인 별 형성 속도와 다양한 상황에서의 비량 분포에 미치는 영향을 평가한다.
• 관측된 별 형성 역사와 비량 분포에 대한 제약 조건과 비교하여 모델 매개변수를 제약한다.

제안 방법

• 고해상도 N-체 유체역학 시뮬레이션을 연속적으로 사용해 은하 혼합물과 그 비량 성분의 형성 및 진화를 모델링한다.
• 두 자유 매개변수인 별 형성 시간 상수 $ t_* $ 와 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} $ 를 기반으로 한 분석 모델을 개발하여 비량 분포와 별 형성 역사를 예측한다.
• 냉각 및 냉각 디스크에 대한 기체 유입을 두 가지 제도로 모델링한다: 빠른 냉각(궤도 감쇠 시간 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ 에 의해 제한됨)과 느린 냉각(기여가 무시 가능함).
• 궤도 감쇠 시간 상수는 $ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ 로 정의되며, 모든 혼합물 질량에서 일정하다고 가정하고 시뮬레이션 결과에 대비해 校정한다.
• 혼합물 질량과 적색편이에 따른 냉각 디스크, 뜨거운 혼합물, 별, 그리고 희박한 배경(lyman-alpha 숲)의 비량 분율을 계산한다.
• 모델 예측을 시뮬레이션 결과(예: Springel & Hernquist 2003b)와 전반적인 별 형성 속도 및 비량 분포에 대한 관측 제약 조건과 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 우주의 별 형성 역사 진화는 어떻게 되며, 단순한 분석 모델로 얼마나 잘 재현될 수 있는가?
• RQ2 냉각 디스크, 뜨거운 혼합물, 별, 그리고 희박한 배경의 비량 분율은 혼합물 질량과 적색편이에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ3 모델 결과와 관측 제약 조건에 가장 잘 맞는 별 형성 시간 상수 $ t_* $ 와 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} $ 의 값은 무엇인가?
• RQ4 은하 풍속과 같은 피드백 과정은 전반적인 비량 분포와 반-계층적 별 형성 역사에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ5 필터링 질량과 냉각 효율은 어떤 역할을 하여 혼합물 내에서 디스크 형성과 별 형성의 시작을 결정하는가?

주요 결과

• 시간 상수 $ t_* = 3 $ Gyr 와 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} = 1.5 $ 를 가진 분석 모델은 다양한 혼합물 질량에서 시뮬레이션된 별 형성 역사와 비량 분포를 정확히 재현한다.
• 모델은 현재 우주의 비량 분포를 $ \Omega_* \simeq 0.004 $ (별), $ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $ (냉각 디스크), $ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $ (뜨거운 혼합물), $ \Omega_{\rm back} \simeq 0.02 $ (희박한 배경)로 예측한다.
• 은하 풍속은 별 형성 조절에 핵심적인 역할을 하며, 풍속 효율 $ \eta_{\rm w} $ 는 관측 결과에 의해 $ \sim 1.5 $ 로 엄격히 제약된다.
• 모델은 관측된 반-계층적 별 형성 역사(저질량 혼합물은 고질량 혼합물보다 늦게 별을 형성함)를 성공적으로 재현한다.
• 모델 예측과 일치시키기 위해 시뮬레이션의 유한한 해상도 효과를 신중히 고려해야 하며, 특히 냉각 디스크와 뜨거운 혼합물 기체 분율에 대해 중요하다.
• 빠른 냉각은 궤도 감쇠 시간 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ 에 의해 제한되며, $ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ 는 모든 혼합물 질량에서 일정하다고 설정하고 시뮬레이션 결과에 대비해 校정된다.