銀河団における矮小銀河問題
加瀬啓之、牧野淳一郎（東京大学・天文学専攻）
船渡陽子（東京大学・広域システム科学系）

銀河団における矮小銀河問題 – p. 1/19

概要
銀河形成論の主要テーマの一つである「矮小銀河問題」と呼ばれる問題に対し、その何が問題を明らかにするため、•シミュレーションの信頼性を評価し、•これまでの議論への影響を調べた。

その結果、•銀河団スケールでも同様の問題が存在し得る。という結果を得た。

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目次•

はじめに…矮小銀河問題

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数値計算

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結果

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まとめ

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宇宙の構造形成
宇宙の構造形成の標準理論
Cold Dark Matter シナリオ (White & Rees 1978)•

ダークマターハローのポテンシャルの底で銀河や銀河団が形成される。

•

ダークマターハローは衝突合体で成長する。

宇宙論的 N 体計算によって、大規模構造は観測を良く再現する結果が得られている。
(Davis et al. 1985)⇓個々のハローの内部構造に関する議論へ

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サブハローの形成:銀河と銀河団一つのハローの粒子数を増やす→ 多数の細かい密度ピーク＝サブハロー(Moore et al. 1999)
銀河団ハロー（左）と銀河ハロー（右）は相似的な構造
サブハローは矮小銀河や銀河に対応？
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矮小銀河問題構造形成シミュレーションから得られるサブハローの個数は銀河スケールで観測数の 10 倍以上 (Moore et al. 1999)
Simulated cluster
Simulated galaxy
Virgo cluster data

横軸：回転速度(V (r) = GM (< r)/r の最大値)
縦軸：累積個数
実線：銀河団点線：銀河のサブハロー●：銀河団の銀河●：銀河系の衛星銀河
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提案されている解決案
DM の小さいスケールの性質がわずかに異なる→ 小さい構造ができない、又は壊れやすいモデル• Self Interacting DM etc...
銀河として見えないサブハローがある→ どのサブハローが見えているか•

現在時刻で最も大きいいくつか星は極中心部だけ存在(Stoher et al.2001)•

全質量領域の特定の一部星形成が起こるに十分な質量 ⇒ 潮汐で小さく(Kravtsov et al.2004)

その他…
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研究の目的及び手法•

構成粒子数:数十体=⇒2 体緩和等で個数や Vc 自体が変わる。
⇐⇒ 個数分布自体が信頼できない。

⇓•

個数分布の信頼性を評価し、真の分布を得る。
=⇒ より粒子数の大きい計算を行い、低分解能の結果との比較から実際の分布を推定する。

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数値計算
•

宇宙モデル…SCDM (Moore et al.1999 と同じ)

•re-simulation 法 (Navarro et al.1996)• 粗い計算 → 特定の領域を高分解能化• 初期条件は GRAFIC2(Bertschinger 2001) で生成• 銀河× 1、銀河団× 2、それぞれ 3 段階の分解能•GRAPE6-A 搭載 PC(4 並列)、Barnes-Hut 型ツリー法• 検出…階層化 Friends of Friends 法 (Klypin et al.1999)• 粒子数 10 体以上を検出する• 重力的に束縛した系のみ (Pfitzer et al.1997)

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銀河ハローとサブハロー
半径 330kpc, 質量 2.1 × 1012 M , サブハロー 1346 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 10/19

銀河団ハロー 1 とサブハロー
半径 3.0Mpc, 質量 1.6 × 1015 M , サブハロー 2019 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 11/19

銀河団ハロー 2 とサブハロー
半径 2.4Mpc, 質量 8.2 × 1014 M , サブハロー 1010 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 12/19

銀河ハロー:Vc に対する累積個数

累積個数 Nc(Vc)1000∝ Vc−3

質量分解能
H 5.1 × 105 M
M 1.2 × 106 M
L 4.1 × 106 M

100

101銀河ハロー
HML•

10
回転速度 Vc [km/s]

分解能の上昇⇒ Nc ∝ Vc−3 に漸近

100

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銀河団ハロー:Vc に対する累積個数

累積個数 Nc(Vc)

1000

−3

∝ Vc

質量分解能
H 5.1 × 108 M
M 1.2 × 108 M
L 4.1 × 109 M

100
銀河団ハロー1
H10M
L
1

100
回転速度 Vc [km/s]•銀河ハローと同様の傾向

1000

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構成粒子数 np に対する累積個数
銀河ハローと銀河団ハローの結果をまとめてプロット

累積個数 Nc(np)適当な関数でフィット

銀河団ハロー1HML

1000

10010 銀河ハロー
HM
L112
3101010
構成粒子数 np

Nc (np ) ∝  23 
npn010411+

 5  151•

粒子数に対する依存性が同じ
n0 = 220•

物理スケールは全て異なる

npn0

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個数分布と分解能•

Vc−3 に漸近 ⇔ 小質量側でずれ•粒子数に対する傾向が異なるスケールと解像度で全て一致=⇒ 個数が減る理由は数値的⇓
これまでの議論は正しいか

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観測との比較
10000
Virgo Cluster−3

累積個数 Nc(Vc)∝ Vc

Moore et al. 1999 でのおとめ座銀河団と比較• 中解像度と良く合う• 銀河団での「一致」は偶然100銀河団ハロー2HM
L10100200300
回転速度 Vc [km/s]

400
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まとめ
サブハローの個数分布への分解能の影響を見た。
•

粒子数 100 体未満のサブハローは数値的な効果で減少•

M99 での銀河団での一致は偶然• 銀河団でも 1011 M 辺りから観測より多い•

サブハローの質量は潮汐によって 90%以上減少することがある (Kravtsov et al. 2004 他)=⇒ 銀河のできない銀河ハローの存在？
⇓「矮小銀河問題」はより深刻な問題
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回転速度 Vc に対する質量 M
銀河ハロー内のサブハロー
101049103108103

∝ Vc

210

構成粒子数 np

質量 M [M]

10•

およそ M ∝ Vc3•

分散が大きい•分散は物理的

710110回転速度 Vc [km/s]

10100銀河団における矮小銀河問題 – p. 19/19