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Melbourne 2009. 11. 18. Galaxy Clustering Topology : Constraints on Galaxy Formation Models and Cosmological Parameters. The CosPA 2009 Meeting, Nov. 18-20, 2009 Changbom Park (Korea Institute for Advanced Study). Why is the topology of LSS useful?. 1. Direct intuitive meanings - PowerPoint PPT Presentation
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Galaxy Clustering Topology Constraints on Galaxy Formation Models and Cosmological Parameters
The CosPA 2009 Meeting Nov 18-20 2009
Changbom Park (Korea Institute for Advanced Study)
Melbourne 2009 11 18
1 Direct intuitive meanings
2 At large linear scales
Gaussianity of the primordial density field
A cosmic ruler
3 At small non-linear scales
Galaxy distribution at non-linear scales sensitive to cosmological parameters amp galaxy formation mechanism
Why is the topology of LSS useful
(Gott et al 1986)
(Park amp Kim 2009)
(Park Kim amp Gott 2005)
Constraining galaxy formation models 1 The small-scale topology of galaxy distribution depends on cosmological parameters
and galaxy formation process
2 Difference of topology among different types of galaxies reflects their different history of formation
Analysis 1 SDSS DR7 data - Luminosity morphology and color subsets
2 Comparison with the predictions of galaxy formation models
SDSS DR7 KIAS-VAGC Northern Galactic CapA SDSS galaxy catalog with 5971K(10ltrlt176) + 1143K(176ltrlt1777) redshifts
7698 sq deg
The Sloan Great Wall (Gott et al 2005)
The CfA Great Wall amp the man (de Lapparent et al 1986)
The Cosmic Runner (Park et al 2005)
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
1 Direct intuitive meanings
2 At large linear scales
Gaussianity of the primordial density field
A cosmic ruler
3 At small non-linear scales
Galaxy distribution at non-linear scales sensitive to cosmological parameters amp galaxy formation mechanism
Why is the topology of LSS useful
(Gott et al 1986)
(Park amp Kim 2009)
(Park Kim amp Gott 2005)
Constraining galaxy formation models 1 The small-scale topology of galaxy distribution depends on cosmological parameters
and galaxy formation process
2 Difference of topology among different types of galaxies reflects their different history of formation
Analysis 1 SDSS DR7 data - Luminosity morphology and color subsets
2 Comparison with the predictions of galaxy formation models
SDSS DR7 KIAS-VAGC Northern Galactic CapA SDSS galaxy catalog with 5971K(10ltrlt176) + 1143K(176ltrlt1777) redshifts
7698 sq deg
The Sloan Great Wall (Gott et al 2005)
The CfA Great Wall amp the man (de Lapparent et al 1986)
The Cosmic Runner (Park et al 2005)
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Constraining galaxy formation models 1 The small-scale topology of galaxy distribution depends on cosmological parameters
and galaxy formation process
2 Difference of topology among different types of galaxies reflects their different history of formation
Analysis 1 SDSS DR7 data - Luminosity morphology and color subsets
2 Comparison with the predictions of galaxy formation models
SDSS DR7 KIAS-VAGC Northern Galactic CapA SDSS galaxy catalog with 5971K(10ltrlt176) + 1143K(176ltrlt1777) redshifts
7698 sq deg
The Sloan Great Wall (Gott et al 2005)
The CfA Great Wall amp the man (de Lapparent et al 1986)
The Cosmic Runner (Park et al 2005)
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
SDSS DR7 KIAS-VAGC Northern Galactic CapA SDSS galaxy catalog with 5971K(10ltrlt176) + 1143K(176ltrlt1777) redshifts
7698 sq deg
The Sloan Great Wall (Gott et al 2005)
The CfA Great Wall amp the man (de Lapparent et al 1986)
The Cosmic Runner (Park et al 2005)
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
The Sloan Great Wall (Gott et al 2005)
The CfA Great Wall amp the man (de Lapparent et al 1986)
The Cosmic Runner (Park et al 2005)
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Voids (blue - 7 low) filamentsclusters (red - 7 high) =gt Sponge
SDSS DR4plus (Gott et al 2008)
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Genus G = of holes - of isolated regions in iso-density contour surfaces
= 14π intS κ dA (Gauss-Bonnet Theorem)
[ex G(sphere)=-1 G(torus)=0 G(two tori)=+1 ] 2 holes ndash 1 body = +1
Gaussian Field Genusunit volume g(ν) = A (1-ν2) exp(- ν22) where ν=(ρ- ρb) ρbσ amp A=1(2π)2 ltk23gt32
ltk2gt= int k2P(k)W(kR)d3k= intP(k)W(kR)d3k
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
A volume-limited sample galaxies with Mrlt-2019+5log h
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
g
AV AC
ν
G=373
plusmn18 (47)
[Choi et al 2009]
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Scale Dependence of Topology
Data SDSS DR7 BEST (M
r lt -2019)
Analysis LSS fixed pure scale dependence Systematic effects corrected using mock surveys in CDM
Results slow scale dependence of amp Av
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Non-linear evolution of the topology of matter distribution CDM
z=0
Ac at z=0
Av at z=0
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Bias in LSS Topology
Data
SDSS DR7 BEST (Mr lt -2019)
WMAP 3yr CDM matter at z=0
Results
Scale-dependent bias in LSS topology
(all g c amp Av)
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Morphology and color dependence of LSS Topology
Data sample volume of galaxies amp Mr-range in each subset fixed
g
AVAC
ν
g
AVAC
ν
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Comparison with the LSS Topology predicted by galaxy formation models
0 Background cosmology = LCDM model with WMAP 3 yr parameters
1 HGC a Halo-Galaxy Correspondence model [Kim Park amp Choi 2008]
Each gravitationally self-bound tidally stable dark halo (central or subhalo) above certain mass contains one galaxy above certain luminosity
2 HOD Halo Occupation Distribution [Yang et al 2007]
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
3 SAM Semi-Analytic Models of galaxy formation
Merger-tree + physical processes put in
Croton et al (2006) amp Bower et al (2006)s of SAM (which differ mainly by AGN feedback and cooling) Bertone et al (2007)s SAM (galactic wind)
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
FoF halos
Halo-Galaxy Correspondence model
gravitationally self-bound tidally stable halos
Mh-Lg relation from
N(Mh) amp (Lg)
Galaxy sample with a given mean galaxy separation
[Kim Park amp Choi 2008]
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Halo Occupation Distribution model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
N-body simulations SAM Millennium Run
21603 particles in a 512h-1Mpc box
CDM with WMAP 1yr parameters
Implemented by Croton et al (06) Bower et al (06) Bertone et al (07)
which differ mainly by AGN feedback cooling and galactic wind feedback treatment
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Croton et al 2006
Kim et al 2008
Bertone et al 2007
SDSS DR7 Main
Yang et al 2007
Bower et al 2006
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Color subsets red vs blue
Color subsets completely fail to explain the observed topology
Croton et al 06
Bower et al 06
Bertone et al 07 91 h-1Mpc scale
70 h-1Mpc scale
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Summary
[ Observations ]
1 Topology of LSS measured from SDSS DR7
2 Dependence of LSS topology on scale luminosity morphology amp color is measured
Early-typered galaxies has smaller genus is more meat-ball shifted has more clusters
3 Topology bias of galaxy distribution with respect to matter is measured
Topology bias is significantly large and scale-dependent
Gravitational perturbation theory is not enough to fit the observations
[ Comparison with galaxy formation models ]
4 Topology at quasi- and non-linear scales can be used to constrain galaxy formation mechanism
All models fail to explain the observed meat-ball shift of large-scale galaxy distribution
SAM and HOD models fail to explain cluster and void abundances
Color subsets of SAM models completely fail to explain the observed topology
Galaxy formation models should be tuned to explain not only the amplitude but also the topology of galaxy clustering
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Large-scale structure
as a cosmic ruler
Use the sponge topology of LSS or the overall shape of P(k) at large scales as a standard ruler to measure the expansion history of the universe
cosmological parameters like Ωmh w etc
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
LSS are in the (quasi-)linear regime
amp maintain the primordial sponge topology at all redshifts(= the original idea of using topology for the test of the primordial density field for Gaussianity b
y Gott et al in 1986)
there4 LSS can be used as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and to estimate the related cosmological parameters
(courtesy A Kravtsov)
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
The genus measures the slope of PS near the smoothing scale (Gaussian case)
The PS of each universe model has a specific scale dependence
Use the whole shape of PS not just the BAO wiggle on top of the smooth PS as a cosmic ruler
subhalo PS
at z=0
matter PS
at z=0 amp 05
Scale dependence of PS encoded in the LSS
Kim et al (2009)
The Horizon Run
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Strategy
choose a reference cosmology with a certain w= Pρ convert z of galaxies into r(z) assuming the reference cosmology calculate the genus compare the measured genus with the predicted genus in the reference cosmology
(the w-dependence originated from the different expansion history of space)
Strategy
Using the LSS topology to measure the expansion history
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
x
a
Suppose the true cosmology is x(expansion history varied by w of DE)
RG
b
genus per unit volume
in a wrong cosmology= genus of true cosmology at
scaled smoothing length
Ⅹvolume factor of true cosmology
volume factor of wrong cosmology
looking at a larger smoothing scale
+ taking a larger unit volume
(w= -05)
(w= -15)
(w= -1)
[Low z sample]
[High z sample]
(Park amp YR Kim 2009)
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
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Dark
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The First
Obje
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Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Summary
1 Topology of LSS has been proposed to examine the Gaussianity of galaxy distribution on large scales
This was used to test the primordial density field for Gaussianity
which is one of the major predictions of the simple inflationary scenarios
2 Topology of galaxy distribution at small non-linear scales is used to constrain the galaxy formation mechanisms and cosmological parameters
3 We propose to use the topology of LSS as a cosmic ruler to measure the expansion history of the universe and constrain the cosmological parameters governing the expansion
4 2D and 1D LSS topology studies too Redshift slices from the deep imaging surveys - 2d topology
Line-of-sight level crossings of Ly-a forest clouds HI gas distribution - 1d topology
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Observational samples
Gott et al
(2006) SDSS DR4plus
Gott et al
(1986) CfA1
Vogeley et al
(1994) CfA2
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Filament-dominated Cosmic Web
Bond et al (1996) Final-state web is present in embryonic form in the overdensity pattern of the initial fluctuations with NL dynamics just sharpening the image
LSS as a cosmic ruler
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Cosmic sponge theory Not just overdensity patterns but all large-scale structures including voids maintain their initial topology (sponge) till the present
[Initial density field] [Matter density field at z=0]
flat LCDM
RG=25h-1Mpc
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Measured genus density when a wrong cosmology a is adopted
= genus of true cosmology at scaled RG
Ⅹ(volume factor of true cosmology volume factor of wrong cosmology)
= g(RG) DⅩ V(cosmology x) DV(cosmology a)
where DV = dA2H(z) RG = RG [DⅩ V(x)DV (a)]13
dA(z) = (1+z)1 r(z) and
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
LSS Genus amp Constraining Dark Energy
Suppose we live in a universe
with (Ωm w) = (026 -10)
Lets choose a wrong w when z is converted to r(z)
Difference between the predictedand measured genus as z changes(the w-dependence originates from different expansion history of space)
(RG=
15h
-1M
pc)
(Park amp YR Kim 2009)
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Luminous Red Galaxies SDSS DR4plus
shallow
deep
[Gott et al 2008]
dark subhalos
from LCDM
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
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Test for galaxy formation models
of
Clu
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SDSS HGC
SAM
Hydro
Observational constraints on the PS shape
WMAP5 Ωmh2=0133
Δg = 75 (DEEP) Δg = 4
(SHALLOW)
WMAP3 Ωmh2=0128
SDSSLRG
SDSSMain
shallow
deep
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc)
Ωm = 0241 plusmn 0014 (if flat LCDM amp h=072)
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
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He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Future surveysConstraint on PS shape using only the genus statistic
1 DR7 of SDSS I+II of LRGs ~ 100K
g = ~3 amp Ωm = ~ 0010
2 LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~08 amp Ωm ~ 0004[Kim et al 2008]
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
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He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Constraint on w using the genus statistic only
[Kim et al 2008]
Preliminary
The Horizon Run (Kim et al 2009)
LRGs in SDSS DR4plus
g = 4 (R G=21h-1Mpc) amp 75 (RG=34h-1Mpc) rarr Δw ~ 04
LRGs in SDSS-III of LRGs ~ 15M
g = ~10 in each of 3 z-bins rarr w ~ 008
[Percival et al 2007]
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Needs to deal with non-linear effects
from NL gravitational evolution galaxy biasing redshift-space distortion [Kim et al 2009]
The Horizon Run (Kim et al 2008) 41203 particles in 6592h-1Mpc box
All sky past light cone SDSS-III mock surveys - subhalos available on the web
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
uplin
g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
+
He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
WMAP3
0271
0240
0203
Matter in
real amp redshift spaces
Dark subhalos in
real amp redshift spaces
Effects of NL gravitational evolution biasing
redshift-space distortion discreteness amp finite pixel size
space RG difference wrt linear g
real 25h-1Mpc -002
redshift 25 -17
real 35 +05
redshift 35 -08
real
redshift
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
httpastrokiasrekrHorizon_Run
Here
Now
History of the Universe
Deco
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g
Ep
och
Dark
A
ges
The First
Obje
cts
HI +
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He
p +
e- + +
He
Reionization Epoch
Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
n
LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
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SDSS HGC
SAM
Hydro
T H E H O R I Z O N R U N
Kim Park Gott amp Dubinski (2009)
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Structure Formation amp Evolution
Acceleration (Dark Energy
Dominated)
Deceleration (Matter
Dominated)
Inflatio
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LAMOST Main Deep
SDSS Main
Expansion of human view of our
Universe
SDSS III
CfA2
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
은하생성모형의 잘 알려진 문제점들
ㄱ 너무 많은 왜소은하가 만들어짐
ㄴ zgt1 에서 붉은 은하를 충분히 만들지 못함
ㄷ 치솟은 중심밀도 예측
ㄹ 속도분산 gt 300kms 인 은하의 부재 설명
ㅁ ERO 생성 불가
ㅂ 두가지 은하종족의 존재 설명
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
1 수치실험N- 체 중력수치실험 중력 및 유체역학 수치실험
우주론적 또는 외떨어진 은하 짝은하계 등의 초기 조건을 주고 중력과 유체 - 열역학 방정식을 풀어 암흑물질 기체 별의 진화를 수치적으로 계산함
수치실험에 격자기반의 Eulerian (ENZO FLASH) 코드와 입자기반의 Lagrangian (SPH codes GADGET GASOLINE) 코드가 사용됨
장점 일부 물리 현상에 대한 정확한 기술암흑헤일로와 은하의 공간분포와 내부구조에 대한 예측
단점 계산의 한계 때문에 넓은 물리적계수 공간을 조사할 수 없고 고분해 대규모 계산이 불가일부 물리현상 (BH 성장 AGN 피드백 ) 기술 불가계산 결과가 관측된 은하 분포와 성질과 잘 맞지 않음( 수치실험 +SAM 혼합방법으로 일부 단점 극복 )
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
2 Halo Occupation Distribution (HOD) models
주어진 암흑헤일로분포로부터 은하분포를 주는 경험적 모형 (암흑헤일로 질량과 은하광도 별질량 관계 ) 관계설정 계수
관측된 광도 질량함수와 광도에 따른 군집상관함수를 맞추도록 모형을 설정
특정 은하형태나 색 유형에 대해서 적용 가능
장점 은하분포를 정확히 재연할 수 있다 ( 가상탐사자료 생성 수월 )
단점 유일성 결여 이론적 예측력 결여 물리적 현상 이해 불가
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Halo-model of galaxy clustering
Bias between galaxy and dark halo P(Ng|Mh) Mean occupation for central galaxy ltNcengt=1 for MhgtMmin
Satellite mean occupation ltNsatgt = (MM1)α
2 types of pairs ξ(r) = ξ1h(r) + ξ2h(r)
(Sheth 2004)
r
ξ2-halo
1-halo
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Halo model calculation of ξ(r)
Red galaxies
Dark matter
Blue galaxies
Inflection at transition from 1-halo term to 2-halo term
~constant bias at large r
1hrsaquo2h
1hlsaquo2h rarr
Sheth et al 2001
steeper
shallower
(R Sheth 2004)
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
Min host halo mass
Fainter gt M~ -205
Mmin Llimit
Brighter lt M~ -205
require higher mass baryon for satellite IGMICM
HOD Modeling of Luminosity Dependence
absolute r-Magnitude absolute r-Magnitude
(Zehavi et al 2004)
Ave halo mass hosting a satellite M1 ~ 20Mmin
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
3 Semi-analytic models (SAMs)
각 암흑헤일로의 질량모음 역사를 N 체 실험 ( 또는 해석학적 이론 ) 에서 얻은 암흑헤일로 합체진행로 (merger tree) 에서 알아내고 여기에 간단한 물리적 처방을 하여 은하 생성과 진화를 흉내냄
포함되는 물리적 현상은 합체 기체 냉각 별 생성 별의 피드백 활동은하핵의 피드백 화학적 진화 별 종족 진화 성간먼지소광 등이다
장점 우주 전 기간에 일어나는 물리적 현상의 결과를 모형 내에서 파악 여러 물리적 효과를 부여할 수 있음효율적 계산이 가능하고 융통성 있음
단점 물리적 효과에 대한 처방이 근사적임 비국부적인 현상에 대한 처방과 결과 결여
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
은하생성에 개입되는 물리적 효과
암흑물질 분포의 계층적 진화암흑헤일로의 생성과 합체암흑헤일로 내에서 기체의 가열과 냉각은하의 합체별 생성과 별의 피드백 ( 초신성 )활동은하핵의 생성과 피드백별종족 합성성간먼지 소광
기체
(Shaun Cole)
(Rachel Somerville)
암흑물질
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
(Benson)
암흑헤일로 합체진행로암흑헤일로 밀도윤곽 ( 암흑물질 amp 기체 )기체 냉각율별생성율과 피드백은하 합체율
은하 위치와 속도은하 광도 색 형태 내부구조
별생성율 나이 중원소함량
SAM
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
SAM 이 설명할 수 있는 물리량
Tully-Fisher relation Multi-waves Luminosity functionsgalaxy size distribution galaxy correlation function와 같은 은하 성질 관측
star formation history cold gas content luminosityfunction of Lyman-Break galaxy 와 같은 은하 진화 관측
( 실은 SAM 의 여러 계수는 관측치를 잘 맞추는 것으로 정해짐 )
SAM 의 문제
1 현재 (z=0) 에 너무 푸르고 원반을 가진 밝은 은하가 너무 많음 2 광도에 따른 군집도 변화가 너무 없음 (1 amp 2번은 Vvir=200~300kms 인 은하의 과냉각과 관련됨 )3 고적색이동 시기에 무겁고 붉은 은하가 적음
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
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SDSS HGC
SAM
Hydro
SAM 의 개선에 참조할 관측사실
은하 - 은하 상호작용 효과 별생성율은 은하 섭동의 함수 ( 조용한 원반에서 SFR낮고 합체 중의 은하에서 높음 ) 별생성율은 고적색이동 시기에 높았음 별생성은 무거운 팽대부가 만들어진 뒤 멈춤 무거운 팽대부 안에 거대 BH 존재 은하단 은하군에 냉각류 부재
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
요약
1 주변은하와의 상호작용은 저밀도 지역에서나 은하단 내에서나 은하진화에 결정적 영향을 준다 최소한 z~10 이후부터는
2 은하형태진화는 z~1 이후에 주로 고밀도 지역에서 일어남 ( 모든 은하가 만기형은하로 태어나는지 형태변환은 조기형에서 만기형으로만 되는지 그 역도 가능한지 조기형 또는 만기형 내에서의 다양성은 왜 생기는지 고립은하 자신의 암흑헤일로와의 상호작용 효과는 )
3 임계 거리- 자신과 가까운 은하의 비리얼 반경- 짝은하와의 물리적 합체 거리 ~ 005rvirnei
- 가까운 은하단 은하군의 비리얼 반경
4 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계는 배경밀도가 가까운 은하의 형태와 거리와 단순 상관관계가 있기 때문에 존재 배경밀도가 형태와 광도를 직접 결정하지 않음 은하의 탄생 시 형태분포와 광도분포는 형태 - 밀도 amp 광도 - 밀도 관계가 어느 z 에서부터 발생하는지
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
요약
5 은하단 환경- 형태 - 은하단중심거리 - 가까운은하성질 관계가 존재
6 수치실험 (N- 체 및 복사유체역학 ) 과 SAM 을 혼합한 방법으로 은하의 생성과 진화를 기술하는 것이 바람직
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro
SDSS DR4plus sample (Gott et al 2008)
Am
pli
tud
e
Shift Δν
SDSS Main
DR4plushalo-galaxy
correspondence
Croton et al SAM
Millennium Run
Hydro
smoothing scale RG=6h-1Mpc
Test for galaxy formation models
of
Clu
ster
s
of voids
SDSS HGC
SAM
Hydro