[论文解读] 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 137

一句话总结

本论文提出了一种简化的宇宙重子预算分析模型，用于层级式宇宙中的星系形成，利用高分辨率N体流体动力学模拟追踪星系晕中恒星形成与气体相态。结果表明，当恒星形成 timescale 为 $ t_* = 3 $ Gyr 且风效率 $ η_{\rm w} = 1.5 $ 时，最能准确再现观测到的反层级恒星形成历史与重子分数：$ \Omega_* \simeq 0.004 $，$ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $，$ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $，以及 $ \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).

研究动机与目标

• 理解在层级星系形成框架下，不同相态（恒星、冷盘、热晕和弥散背景）中宇宙重子预算的演化过程。
• 开发一个简单的分析模型，以准确预测不同晕质量与红移下的重子分布与恒星形成历史。
• 利用高分辨率N体流体动力学模拟校准模型，以确定关键参数：恒星形成 timescale $ t_* $ 与风效率 $ \eta_{\rm w} $。
• 评估星系风与反馈对整体恒星形成率及不同相态中重子分数的影响。
• 通过将预测结果与恒星形成历史与重子分数的观测约束进行比较，对模型参数进行约束。

提出的方法

• 使用一系列高分辨率N体流体动力学模拟，以建模星系晕及其重子组分的形成与演化。
• 基于两个自由参数（恒星形成 timescale $ t_* $ 与风效率 $ \eta_{\rm w} $）开发分析模型，以预测重子分布与恒星形成历史。
• 使用两种模式建模气体冷却与向冷盘的吸积：快速冷却（受轨道衰减时间 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ 限制）与缓慢冷却（吸积可忽略）。
• 通过 $ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ 定义轨道衰减时间，假设其在不同晕质量下恒定，并通过模拟结果进行校准。
• 计算冷盘、热晕、恒星与弥散背景（莱曼-阿尔法森林）中重子分数随晕质量与红移的变化。
• 将模型预测与模拟结果（如 Springel \& Hernquist 2003b）以及对整体恒星形成率与重子分数的观测约束进行比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 宇宙中的恒星形成历史如何演化？其能否被一个简单的分析模型准确再现？
• RQ2 冷盘、热晕、恒星与弥散背景中的重子分数如何随晕质量与红移演化？
• RQ3 恒星形成 timescale $ t_* $ 与风效率 $ \eta_{\rm w} $ 的哪些取值能最好地匹配模拟结果与观测约束？
• RQ4 星系风等反馈过程如何影响整体重子预算与恒星形成历史的反层级行为？
• RQ5 滤波质量与冷却效率在决定晕中盘形成与恒星形成启动中的作用是什么？

主要发现

• 采用 $ t_* = 3 $ Gyr 与 $ \eta_{\rm w} = 1.5 $ 的分析模型，能准确再现不同晕质量下模拟得到的恒星形成历史与重子分数。
• 该模型预测当前宇宙重子预算为：恒星部分 $ \Omega_* \simeq 0.004 $，冷盘部分 $ \Omega_{\rm cold} \simeq 0.0004 $，热晕部分 $ \Omega_{\rm hot} \simeq 0.01 $，弥散背景部分 $ \Omega_{\rm back} \simeq 0.02 $。
• 星系风在调节恒星形成中起关键作用，风效率 $ \eta_{\rm w} $ 受观测严格约束，约为 $ \sim 1.5 $。
• 该模型成功再现了观测到的反层级恒星形成历史，即低质量晕的恒星形成晚于高质量晕。
• 模拟中的有限分辨率效应必须被仔细考虑，才能与分析模型预测一致，特别是冷盘与热晕气体分数。
• 快速冷却受轨道衰减时间 $ t_{\rm orb} \simeq R_{\rm orb}/V_{\rm 200} $ 限制，且 $ R_{\rm orb}/R_{\rm 200} $ 在不同晕质量下被校准为恒定值。