＠銀河進化研究会 2017/6/7

宇宙論的流体シミュレーションによる銀河 Cold ﬂow の研究
大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻 M２中村亮介
共同研究者: 長峯健太郎、清水 一紘
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1st-order Galaxy formation
Rees & Ostriker ʼ77, White & Rees ʼ78, Fall & Efstathiou ʼ80, White & Frenk ʼ91, Mo, Mao & White ʻ98

DM haloDMハローが形成

ガス降着 &
shock-heating

放射冷却 &
ディスク銀河形成2

Galaxy formation with cold ﬂow
Rees & Ostriker ʼ77, White & Rees ʼ78, Fall & Efstathiou ʼ80, White & Frenk ʼ91, Mo, Mao & White ʻ98

DM haloDMハローが形成

ガスが球対称にKeres+ʼ05&Dekel+ʼ09

フィラメント状に(約半数のガス)

放射冷却 &
ディスク銀河形成3

Role of Cold Flow
Disk formation
cold f low ⇠ 4

DM(λ is speciﬁc angular momentum)

冷たいフィラメント状のガスは効率的に各運動量を中心銀河に運び、星形成を行う。
Stewart+ ʻ16

galaxy properties vary between diﬀerent codes

Color Bimodality
青い銀河:
小質量で星形成が活発なディスク銀河
赤い銀河:
大質量で古い星が多い
楕円銀河

cold ﬂow

Dekel & Birnboim ʻ06
Schawinski+ ʻ14

4

Role of Cold Flow
Disk formation

約半数のガスが“cold ﬁlamentaryaccretion
virialgasshockを経験しない
eﬀectively transport
angular momentum inward and form disk”→ 銀河形成の描像がより詳細にcold f low ⇠ 4

DM(λ is speciﬁc angular momentum)

Stewart+ ʻ16

galaxy properties vary between diﬀerent codes

Color Bimodality
Cold ﬂow 形成の物理 &Blue galaxies:
less massive andstar forming disks
Red galaxies:
massive andold stars in spheroids

銀河形成において普遍的かどうかが未だ不透明

cold ﬂow

Dekel & Birnboim ʻ06
Schawinski+ ʻ14

5Motivation
銀河に降着するgas は hot mode とcold mode が存在① フィラメント上の冷えたガスはどのように集まるのか？
ジーンズ不安定？、熱的不安定性？
② Cold ﬂowは銀河形成全般にどのような影響を与えるのか？
density-morphology relation etc.

ﬁlamentary cold gasの物理とcold ﬂow の環境依存性 (Halo質量、周りの密度環境など)
星形成とfeedbackモデルを実装したGadget３ (Springel ʻ05)を用いて複数のhaloに対して zoom-in simulation を行い銀河のmorphology、color bimodality との関連を調べたい。
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本日のトーク内容
我々の研究グループが改良した
Gadget３ Osaka SN modelにおいても、先行研究と同様に1012 Msun のhaloで Cold ﬂow が形成し、ビリアル半径内外に渡って存在することを確認した。
本日はその進捗について報告する。

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Simulation Set-up
Gadget３ (SPH, Springel ʼ05)
Radiative cooling, heating, Star formation,
SN feedback (Osaka SN model; Aoyama+ ʻ17)

log10 column density

Base
Box size: L = 50 Mpc/hBase grid: N = 1283
Mdm 〜 4.0 x 109 M⦿

Zoom-in simulationr = (20.25, 36.65, 23.07)

y [cMpc/h]

N = 20483 (eﬀective)
MHalo ~ 1012 M⦿ (at z=0)
εsoft ~ 800 pc
Mgas ~ 2.0 x 105 M⦿
Mdm ~ 106 M⦿

Cosmological parameterΔx = 3.8 cMpc/h

H0 = 67.74
Ωm = 0.3089

Δz = 5.0 cMpc/h(Plank collaboration ʻ15)

ΩΛ = 0.6911

Δx = 2.7 cMpc/h

Ωb = 0.04860
σ8 = 0.8259

8x [cMpc/h]

cold stream penetrating hot medium
z=3gas (>Tv)

log10T [K]7654
3400 ckpc/h

2-1.5-0.51.5log10 ⇢/⇢mean

2.53.5gas (<Tv)

DM3 GMv
3 k B Tv
Eint =⇠10 Rv
2 mp

log10 Tv ~ 5.２9DMstargas (<Tv)

metalicity
log10T

z=4400 ckpc/h

z=3400 ckpc/hz=2400 ckpc/h

10log10Zz=5 から z~0 にかけてcold gas に対して hot gas%の割合が大きくなる。
coldgas(SN feedback, shock heating

hotによる加熱)gas

ズーム領域のSFR

log10 T
系全体のSFRがz~2から小さくなる傾向とコンシステント

SF R [M yr 1 ]galaxy11Redshift

銀河中心からの各半径での質量降着率Ṁ [h 1 M yr 1 ]50z=4Rv

4030

20 cold (<Tv)

2010hot (>Tv) 10005050 100 150 200 250

R [ckpc/h]

50z=24040303020201010000100200z=3Rv

40300Ṁ [h 1 M yr 1 ]50300

R [ckpc/h]

0100200300

400
R [ckpc/h]

z=1.40100200300

R [ckpc/h]

Cold & Hot gas の 降着率

shock heating & SN feedbackなどによる加熱

Ṁ [h 1 M yr 1 ]1210864212345Redshift

Heating (Shock-heatingやSNfeedback) が効き、冷たいフィラメント状のガスの流入が止まる。
同時に、星形成が抑制される。
13ガスの流入がストップ &星形成が抑制

フィラメント状の冷えたガスが角運動量を銀河中心へ輸送し、それらのガスが効率的に星形成を起こす。

Summary
・銀河に降着するガスには hot mode と cold mode があり、後者はフィラメント状に銀河へ降着する。
・フィラメントは z~4 以前から存在し、z~2 あたりでheating が効き、影響が小さくなる。

Future works
・フィラメント状になる物理（フィラメントのジーンズ不安定性、熱的不安定性）についての定量的な議論
・複数のfeedbackモデルで検証し、その影響について調べる。
・異なる質量を持つHaloについても同様の zoom-in を行い、銀河のmorphologyへの影響について考察する。
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