Cosmological simulations of galaxy formation University of Durham

Cosmological simulations of galaxy formation 岡本 崇 (University of Durham) Collaborators: A. Jenkins, V. Eke, C. Frenk (Durham) 1. 2. 3. 4. Introduction Modelの説明 Results Discussion

Star formation & feedback • Springel&Hernquist (03) の multiphase model を少し変 更したものを使う hot phase cold gas hot gas cold phase SPH 粒子 • 仮定 – ISM は 2 phases で hot phase によって支えられている – Hot phase は SNe からのエネルギーで維持される – Cold phase (cloud) はthermal instability で成長

Multiphase model • 変更点 – Cold phase と hot phase は圧力平衡 – Metallicity dependence を導入 – Non-instantaneous recycling (Type Ia SNe も考慮) Phase transition IR を仮定すると

Metallicity dependence • Cloud の形成率が hot phase の cooling rate に依存 – Cloud fraction, x, は金属量に依存する • Self-regulation が働いているとき、 uc=const ( Tc=103 K) とすると、hot phase の self-regulated temperature は密度だけの関数 – ISM の圧力 は x で決まる – Model を Z=Z◎で Kennicutt law を 再現するように normalize すると各 金属量での self-regulated effective temperature は金属量に依存 – 低金属量の ISM ほど FB の影響 が強い。

IRA を外す Age と metallicity に応じて一 番近傍の SPH 粒子に ΔESN, ΔM, ΔZを与える cooling evaporation SF (☆ particle をﾎﾟﾛﾘ)

TEST • 1012 M◎、baryon fraction 0. 1 の virialise し た回転球 (λ=0. 1), Zini = 0. 3 Z◎ Z > 0. 3 Z◎ではほぼ Kennicutt law を満たす。

Cosmological Simulations • ΛCDM (Ω 0=0. 3, λ 0=0. 7, h=0. 7, Ωb=0. 04) • Select a halo having a quiet merger history from a N-body simulation (L=35 h-1 Mpc) • Resimulate with high-resolution DM and SPH particles in the selecting region. • MSPH = 2. 6 x 106 h-1 M☺ • • • NSPH ( ~NDM) in the halo is ~60, 000. UVB (Haardt & Madau 96) Type II & Ia SNe Metallicity dependent cooling Multiphase ISM Phase decoupling (TO et al 03)

z=5. 07 z=1. 17 z=3. 69 z=0. 67 z=2. 82 z=0. 29 z=1. 80 z=0