Galaxy Bimodility due to Cold Flows and Shock Heating

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　１．１．観測双峰性　

　１．２．キー物理過程　

　２．球対称衝撃波安定性解析　

標準モデル　 　円盤形成の標準モデルは Rees, Ostriker 1977, Silk 1977, White, Rees 1978 などに 始まり、現在の銀河形成モデルの基礎となっている。そのシナリは以下の通り： 　ダークマターハローがビリアル平衡に緩和する間に、その中に落ち込んだガスはハロー ビリアル半径 Rv 付近で衝撃波によってビリアル温度まで加熱される。そのガスは内側か ら外側へと放射冷却していく。冷却時間が自由落下時間より短い限りは、ガスはゆっくり と円盤に降着して星を作る。 　冷たい降着流　 　効率的な冷却が進むハロー質量は 1012-13 Mo である。これが円盤銀河の 質量上限を定めると考えられてきた。しかし、このシナリオではこの値以上で光度関数 が急激に低下する理由を説明できない。精密なシミュレイション(Fardal01)の結果、冷 たい降着流が存在することが分かってきた。SDSS, 2MASS, 2dF などのような大規模データ と最近の進んだ半解析モデルとから、観測されるスケールはやや小さく、落下はより急だ ろうということが分かってきた。標準シナリオに沿った現在のモデルは観測される双峰性 を説明することが困難であると判ってきた。 　２．１．球対称シミュレイション　 　巨大ハロー　 　図１は始原ガス(Z=0)＋ダークマターの球対称重力場内でのラグランジアン シェルの運動を示す。ガスの原子冷却関数は Sutherland93 を用いた。ガスシ ェルの落下は人工的遠心力を導入して 0.05 Rv で止めた。　上図は 1012 Mo という巨大ハローの場合で、強い衝撃波がビリアル半径付近に発生する。 高温の衝撃波背面ガスは圧力と重力の間で準静的平衡になる。 　小さなハロー　 下図は一桁小さいハローで、興味深い新現象が起きている。安定衝撃波が形成され、 円盤 からビリアル半径に向けて広がるのは、数 1011 Mo のガスが降着した 後である。衝撃波背面ガスに圧力を与える圧縮率より冷却率が速い。衝撃波が存在 するなら衝撃波背面ガスは動径方向の重力収縮に対して不安定となり、安定に衝撃 波を支えられなくなる。図に示す場合では、メタルゼロなので境界質量は低めになる。 現実的なメタル量では、金属線による冷却が効いて、境界値は 1012 Mo となる。

図１．原始銀河＝始原ガス(Z=0)＋ダークマターの球対称シミュレイション。図は ラグランジアンガスシェルの運動を示す。ラグランジアンガスシェルの運動を示す。 温度はカラーで示される。衝撃波は流 線の鋭い折れ曲がり＝急激な減速、と急激な温度上昇で表される。 下側の不連続＝ガス流の停止、が円盤半径を示す。 (a) 巨大銀河。ビリアル質量が 1011 Mo から 1013 Mo へと成長する。 (b) 低質量銀河。1010 Mo から 1012 Mo へと成長する。 ビリアル衝撃波は　臨界質量以上で出現する。ハローがそれより小さいとガスは低温流 で乱されずに内側ハローに到達する。よりリアルなメタル量では臨界質量は 1012 Mo になる。

　３．宇宙論における衝撃波加熱　

図２．衝撃波加熱臨界質量と赤方偏移の関係。

図３．図２と同じだが、縦軸が対応するビリアル速度。 図４．z−０における衝撃波加熱臨界質量とメタル量の関係。

　４．高温ハロー中の冷たい流れ」　

図５．原始銀河の宇宙流体シミュレイションによるガス温度分布。温度は ビリアル温度で規格化されている。 上：z = 4 で、ハローは既にかなり大きく M = 3 1011 Mo. ガスの多くはビリアル半径（白円）付近の衝撃波により加熱されている。 冷たい流れが高温媒体を通り抜けてハロー深くに入り込む。 下：x = 9. ハローはまだ小さく、 M = 2 1010 Mo. ガス流は冷たく、ビリアル半径(白丸)内部で衝撃波加熱を受けた痕跡は ない。

図６．図５の巨大ハロー z = 4 におけるビリアル半径内の冷たい流れ(T < 104.5 K, ρ > 10-26.3 g cm -3 ) の密度分布。冷たい流れは糸状である。 外側半径では糸状ガスはハローに物質を供給するダークマター 糸状構造に乗っかる。冷たいガスの半分は濃い塊内にある。 　４．１．宇宙論的シミュレイション　 　我々の結果　 　宇宙論的流体シミュレイションは冷たい降着流は球対称系のみに限られない 一般的な現象であることを示す。図５はオイラーシミュレイションからの二つ の時期の温度分布である。上図のハロー質量が臨界質量に近いケースでは衝撃 波背後に高温ガス成分を示すが、下図の小さなハローでは冷たい降着流しかな い。 　Fardal の計算結果　 　似た結果が Fardal01 の平滑化粒子流体力学シミュレイションでも得られて いる。我々は球対称計算の結果から z 依存性は要するに高 z ではハローが小 さいことが差の原因であると結論した。 Keres05 も似た SPH 計算結果を分析し、降着には、高温、低温二つのモード があるとした。彼らの図６を見ると、ハロー質量が低い場合には低温モードが 支配的で、質量増加と共に高温モードの比率が上がり、ある臨界質量以上では ほぼ完全に高温モードとなる。メタルゼロを仮定したシミュレイションでは、 この遷移は z = 0 - 3 で M = 3 1011 Mo で起きる。

　冷たい降着流の比率　

　冷たい降着流の画像　

　４．２．シミュレイションに現れる糸状構造　

低温、高温モードの共存　 　図５の宇宙論的シミュレイションは、高 z 大質量ハローは高温ガス中に埋 もれた冷たい降着流を持つことを示す。高温ガスは大体球対称形だが、冷たい 流れは糸状である。図６には中央部の糸状構造を拡大して示す。これは Keres05 による低温モードと高温モードの共存という結論と合致する。 　低温モードは糸状になる傾向　 　シミュレイションを見ると低温モードは糸状になりやすく、高温モードは球 対称になりやすい。Keres05 はMshock 以下では低温降着流は等方的 であるが、それ以上では方向性が強まる。 　ダークマターフィラメント　 　ハローフィラメントはダークマターフィラメントと繋がっている。それは宇 宙網の目の一部である。高 z 期の大質量ハローにその宇宙論的網目がダーク マターフィラメントとして刻み込まれる。 　低エントロピー　 　その時期のフィラメント密度超過は 2 か 3 程度である。Nagai, Kravtsov 2003 のシミュレイションはフィラメントのエントロピーが周囲よりずっと低いことを 示す。図６の高分解能図を見ると、フィラメントの密度は周囲より二桁高いこと が分かる。高密度は冷却効率を高める。 (この高密度と高冷却の逆フィードバック がフィラメント形成の熱力学的成因？ )

図７．冷たい流れと衝撃波で加熱されたガスのハロー質量と z による表示。 ほぼ水平の線＝図２から決めた球状降着安定衝撃波の限界質量。その下では 流れは冷たく、その上では衝撃波加熱ガスが存在する。M > Mshock で　z > zcrit の高温ガスには低温流が共存し、それが円盤を 成長させ、星を形成する。一方 z < zcrit の同一質量ハロー には高温ガスしかないので、ガス供給も星形成も止まる。

　５．フィードバックと長期の停止　

図８．様々なフィードバックの「強さ」。

　６．双峰性の起源　

図９．カラー（または SFR か年齢）のハロー質量による双峰性起源の漫画。 上段：z > 2 では、連続ガス供給が SN により調整され、 銀河を青系列に沿って進化させる。高温ガス中の冷たい流れの御蔭で、青系列 は衝撃波加熱質量の先まで伸びる。 中段：z < 1、M ＆gt；Mshock では冷たい流れが存在しないの で、衝撃波加熱ガスは　AGN フィードバックにより高温のままである。ガス 供給と星形成は停止し、星種族は赤くなる。 下段：ハロー質量が星質量となると、衛星銀河がハローを共有して、赤系列は 小星質量へ延びる。

図１０．半解析的 N-体シミュレイションからの CMD. 上段：標準的 GaIICS SAM. 中段：zcrit = 3 以後 Mshock = 1012 Mo より上で星形成停止を組み入れ、M > Mshock zcrit 以前には星形成を許した結果。 下段：

　７．議論　

図１１．衝撃波安定性と z=0 質量との関係。 下：tcool/tcomp とハロー質量の関係。 緑線＝円盤(Z=0.1, us=0)での判定。黒線＝ビリアル半径（ Z=0.03, us=0.15）での判定。安定衝撃波は tcool/tcomp > 1 で可能となる。 上段：下段の安定基準を用いた衝撃波半径の進化。

　８．結論