1 / 23

銀河形成シミュレーション： 銀河形成における major merger の役割

銀河形成シミュレーション： 銀河形成における major merger の役割. 斎藤貴之 国立天文台天文学データ解析計算センター saitoh.takayuki@nao.ac.jp. ApJL submitted ”Coevolution of the galactic cores and spiral galaxies” Saitoh & Wada. ALMA による high-z 銀河 2004.7.23. 概要. 階層的構造形成宇宙の元での銀河形成シミュレーションから銀河中心部の進化について調べた. ・銀河の中心部 (R<0.3kpc) の成長

meli
Download Presentation

銀河形成シミュレーション： 銀河形成における major merger の役割

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 銀河形成シミュレーション：銀河形成におけるmajor mergerの役割 斎藤貴之 国立天文台天文学データ解析計算センター saitoh.takayuki@nao.ac.jp ApJL submitted”Coevolution of the galactic cores and spiral galaxies”Saitoh & Wada ALMAによるhigh-z銀河 2004.7.23

  2. 概要 • 階層的構造形成宇宙の元での銀河形成シミュレーションから銀河中心部の進化について調べた • ・銀河の中心部(R<0.3kpc)の成長 • ・平均的には銀河の質量成長に比例 • ・細かく見ると、間欠的な合体による急速な成長を繰り返す • ・ガスダイナミックス • ・中心部ガス円盤と銀河ガス円盤の角運動量の向きは異なる • ・Mergerのorbit A.M. 影響

  3. Our universe. • 宇宙初期の量子的な揺らぎ • 宇宙膨張の中で重力により成長 • ある臨界を超えると宇宙膨張から切り離されて重力崩壊 • 崩壊した領域では力学平衡な天体を形成 ＣＤＭ宇宙では • 小さな塊が先につぶれる • 塊同士が合体成長より大きな構造を作る • Hierarchical Clustering Universe.

  4. Galaxy Formation in Cold Dark Matter Universe. • 宇宙の質量の大半はCDMでしめられている • Galaxy Formation  Hierarchical clustering • 小さな構造が先に出来、それらが合体してより大きな天体が形成される • Tidal field よりトルクを受けたハローは回転をはじめる • Baryon は radiative cooling によってエネルギーを失い、ダークハローの底に集まる • Smooth な降着 • Merging • Disk formation(e.g. Katz & Gunn 1991) • Spheroidal formation(e.g. Toomre 1977) 銀河の形態

  5. 銀河/銀河核の共成長? Spheroidal 形成とSMBHの形成が強くリンクしていることを示唆している McLure & Dunlop (2002)

  6. 本研究 • 超高分解能銀河形成シミュレーションにより、銀河中心部(～Spheroidal)の成長を調べる • Q1.Spheroidal と Galaxyの成長は？Q2.Mergingによる影響は？ 準解析的手法 観測的示唆 観測的示唆 本研究 今後

  7. Method & Init Condition • Dark Matter：Self gravity • Baryon：Self gravity, Hydro, Radiative Cooling、Star Formation HubbleFlow • Code : Tree+GRAPE SPH • Gravity：Tree+GRAPE (e.g. Makino 1990) • Hydro：SPH (e.g. Lucy 1977) • Cooling (10K<T<108K,Z=0) • Star Formation (C☆=1/30) M=1010M◎λ=0.05zi~87zc~3 CDM perturbation DM： Baryon： M>105M◎のクラウドの自己重力崩壊まで追うことが可能 (Bate&Burkert 1997)

  8. SPH: 分解能 μ=0.59、比熱比=5/3 • SPH法で正確に追えるJeans質量はMj>2xNnbxMsph(Bate & Burkert 1997)

  9. 放射冷却 • ・10K<T<108K • ・Molecular Hydrogen cooling • ・Opt. thin Spaans & Norman 1997Wada & Norman 1999

  10. Star Formation • ・星形成の条件 • ・High density (n>0.1/cm3)&(ρgas>200ρbackground) • ・Low-T (T<30.000) • ・Converging (∇・v < 0) • ・すべての条件を満たした粒子は、~30dynamical time程度で非衝突粒子に置き換える（e.g. Katz 1992） • ・超新星爆発などのFeedback等は考慮していない(つぎのmodelで)

  11. Movie : 4Dデジタルシアター • ・Simulation実行斎藤貴之(NAOJ) • ・可視化武田隆顕 (NAOJ) • ・2x106 particles in this simulation. • ・Total 100 sec. 収録につきmovieはありません • ・青：DM • ・黄色赤：ガス • ・光点：星 Simulation outout：～100GB可視化用データ：~50GB

  12. Movie : プロ用 • ・Simulation実行斎藤貴之(NAOJ) • ・可視化斎藤貴之 (NAOJ) • ・2x106 particles in this simulation. • ・Total 31 sec. • ・緑：ガス • ・赤：古い星 • ・青：若い星(age<0.1Gyr) 収録用のmovieです。その他の目的で利用なさりたいかたは斎藤まで連絡して下さい。

  13. Snap Shot at z=2 R<5kpc Rvir R<0.3kpc

  14. 銀河質量と中心部(R<0.3kpc)の質量 Baryon f=0.04 Gas Stars Z=7.6 Z=5 Z=10 Z=3.5 Z=12

  15. どこで星が生まれる？ ~50%

  16. Central Gas Disk : Movie • x-y • y-z • x-z • ・Simulation実行斎藤貴之(NAOJ) • ・可視化斎藤貴之 (NAOJ) • ・2x106 particles in this simulation. • ・Total 31 sec. • 5kpc • 1kpc 収録用のmovieです。その他の目的で利用なさりたいかたは斎藤まで連絡して下さい。

  17. y x Evolution of Normalized A.M.R<5kpc Z=4.5 Z=3.0,2.5, 2.0 Z=4 Z=3.5 Z=5

  18. y x Evolution of Normalized A.M.R<0.3kpc Z=2.5,2.0 Z=4 Z=4.5 Z=5 Z=3.5

  19. A.M. Spin vectorR<0.3kpcとR<5kpc • R<5kpc • R<0.3kpc Z=4 Z=2.5,2.0 Z=4.5 Z=3.0,2.5,2.0 Z=4.5 Z=4 Z=5 Z=3.5 Z=3.5 • ・Outer disk と Inner diskの A.M. は decouple. • ・Mergingにより、Inner diskの角運動量は大きく変わる

  20. z new y old θ x Spin vector &Gas Accretion Rate • ・Spinの変化率とaccretion rateを並べてみる • ・供給があったあと数百万年のラグの後にspin vectorの向きが変わる • ・dM/dt>0のピークのあとにspinの向きが変わる • Time delay • 色について • 赤: R=0.3kpc • 青: R=5kpc • 黒: R<Rvir

  21. まとめ • ・階層的構造形成宇宙の元での銀河形成シミュレーションから銀河中心部の進化について調べた(z=2まで) • ・Simulation • ・2x100万粒子(baryon/DM)を用いたCDM銀河形成シミュレーション(tophat)  銀河形成と銀河中心部進化を同時に見ることが可能 • ・結果 • ・銀河中心部の成長はhalo質量の成長と比例関係(～0.04) • ・マージングによるステップ関数的な成長(Time delayあり) • ・Inner gas diskのA.M.はgalactic diskとdecouple • ・Innter disk A.M.の向きは、振ってきた物質の角運動量に依存 • ・AGN jets and disks (Seyfert; Kinney et al. 2000、Radio Galaxies; Schmitt et al. 2000)

  22. 議論 • 銀河と銀河中心部の共成長？？？ • ・もし、銀河中心部のある割合がSMBHになるとするSpheroidal-SMBH関係 • ・SMBHになる割合の見積もりが必要 • ・シミュレーションデータからRadiation Dragの寄与を見積もりSMBHの成長を調べる・・・準備中

  23. He knows! 次のシミュレーション ～From ApJL referee report～ The final paragraph about the need of 1pc and 1solar mass spatial andmass resolution is too speculative and really unnecessary. It is clearly impossible that those limits will be reached by the next generation of specializedsupercomputers as suggested. That wouldrequire a sudden increase in computing powerof many, many orders ofmagnitude, well in excess of Moore‘s Law ... unless the cited reference has access to secret alien technology that is.

More Related