[论文解读] Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation

Quentin Petit, C. Ducourant+3 more|arXiv (Cornell University)|Dec 17, 2022

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 54被引用 10

一句话总结

本研究利用EAGLE宇宙学流体动力学模拟，分析了z = 0.5时暗物质、气体和恒星晕的三维及投影形状、取向与质量分布。研究提出一种基于迭代主成分分析（PCA）的方法，以从大尺度结构中分离晕，并发现：在大质量晕中，气体与暗物质的短轴强烈对齐，且形成恒星的气体晕比无恒星气体晕更扁平、更集中。

ABSTRACT

Accurate knowledge of the morphology of halos and its evolution are key constraints on the galaxy formation model as well as a determinant parameter of the strong-lensing phenomenon. Using the cosmological hydrodynamic simulation, the Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments (EAGLE), we aim to provide a comprehensive analysis of the evolution of the morphology of galaxy halos and of their mass distributions with a focus on the snapshot at redshift $z=0.5$. We developed an iterative strategy involving a principal component analysis (PCA) to investigate the properties of the EAGLE halos and the differences in alignment between the various components. The mass distributions of the dark-matter (DM), gas, and star halos are characterised by a half-mass radius, a concentration parameter and (projected) axis ratios. We present statistics of the shape parameters of 336\,540 halos from the EAGLE RefL0025N0376 simulation and describe their evolution from redshift $z=15$ to $z=0$. We measured the three-dimensional and two-dimensional projected shape parameters for the DM, the gas, and the star components as well as for all particles. At $z=0.5$, the minor axis of gas aligns with the minor axis of DM for massive halos ($M>10^{12}$ M$_\odot$), but this alignment is poorer for less massive halos. The DM halos axis ratios $b/a$ and $c/a$ have median values of $0.82 \pm 0.11$ and $0.64 \pm 0.12$, respectively. The sphericity of gas in halos w/ and w/o stars appears to be negatively correlated to the total mass, while the sphericity of DM is insensitive to it. The measured projected axis ratios, $b_p/a_p$, of star halos at $z=0.5$ have a median value of $0.80 \pm 0.07$, which is in good agreement with ground-based and space-based measurements within 1 $\sigma$. For DM halos, we measure a value of $0.85 \pm 0.06$.

研究动机与目标

• 利用高分辨率宇宙学模拟，理解星系晕（暗物质、气体和恒星）在宇宙时空中形态的演化。
• 量化重子物质（气体和恒星）晕与暗物质晕主轴之间的对齐程度，尤其关注z = 0.5时的情况。
• 表征晕的三维及投影形状参数（轴比、集中度），并评估其对晕质量与重子物质含量的依赖性。
• 为强引力透镜建模与星系形成理论提供真实的晕形态统计。
• 将模拟的晕属性与地面及空间望远镜巡天的观测约束进行验证。

提出的方法

• 应用迭代主成分分析（PCA）方法，通过分析动力学定义半径内粒子分布，确定晕的三维形状与取向。
• 采用质量分数准则（半径内包含总质量的80%）定义晕边界，排除会扭曲形状测量的大尺度结构。
• 分别计算暗物质、气体和恒星粒子的三维轴比（b/a, c/a）、集中度参数及投影轴比（bp/ap）。
• 按质量分箱，并根据重子物质含量（如无恒星与有恒星气体晕）划分，分析质量依赖性趋势。
• 追踪从z = 15到z = 0共28个红移快照的形状与集中度参数演化，特别关注z = 0.5时的特征。
• 将模拟的投影轴比与地面及空间望远镜巡天的观测测量结果进行比较，以验证模型。

实验结果

研究问题

• RQ1 从z = 15到z = 0，暗物质、气体和恒星晕的三维及投影轴比如何演化，尤其在z = 0.5时？
• RQ2 气体晕与暗物质晕的主轴在多大程度上对齐？这种对齐程度如何依赖于晕的质量与恒星形成？
• RQ3 与无恒星气体晕相比，恒星的存在如何影响气体晕的集中度与形状？
• RQ4 模拟的投影轴比（bp/ap）与地面及空间望远镜巡天的观测测量结果如何比较？
• RQ5 各晕组分的集中度参数如何演化？恒星形成与非恒星形成系统之间有何差异？

主要发现

• 在z = 0.5时，大质量系统（M > 10^12 M⊙）中，气体晕的短轴倾向于与暗物质晕的短轴对齐，且随着质量增加，对齐角从约40°改善至约20°。
• 暗物质晕的中位轴比为b/a = 0.82 ± 0.11，c/a = 0.64 ± 0.12，表明其为中等程度的三轴形状。
• 含有恒星的气体晕显著更扁平，中位b/a = 0.70 ± 0.19，c/a = 0.38 ± 0.20，且球形度与总质量呈负相关。
• 在z = 0.5时，投影轴比与观测结果一致：恒星的中位bp/ap = 0.80 ± 0.07，暗物质的中位bp/ap = 0.85 ± 0.06，与地面及空间观测结果在1σ范围内一致。
• 形成恒星的气体晕在约8–9 Gyr时表现出峰值投影集中度4.5，随后下降至z = 0.5时的3.2，表明恒星形成与恒星反馈导致质量重分布。
• 在69%的情况下，恒星晕的集中度低于其气体对应体；从z = 15到z = 0，恒星与暗物质晕的集中度单调增加，而无恒星气体晕在z > 0.7时初始集中度更高。