暗物质在晕形成过程中向气体的角动量转移
星系天体物理
2022-07-06 v1 宇宙学与河外天体物理
摘要
在原星系密度场中，弥漫气体与无碰撞的冷暗物质（DM）常被假定充分混合，使得两者经历相同的潮汐力矩。然而，即便在没有辐射冷却与星系形成物理的模拟中，宇宙学模拟里的晕最终气体比 DM 具有更高的比角动量（sAM）。我们通过分析来自 SURFS 系列非辐射宇宙学模拟中约 50,000 个高分辨率晕的气体与 DM 自旋分布，细化了这一结果。晕气体的 sAM 平均最终比 DM 高出约 40%。这可归因于内晕（<50% 维里半径）中 sAM 的过剩，并伴有气体中更相干的旋转模式。我们通过一系列坍缩椭球顶帽的控制模拟揭示了这一角动量差异的主要驱动因素，其中气体与 DM 初始充分混合。这些模拟显示，受压的内层气体壳坍缩更慢，导致 DM 椭球比气体椭球旋转得更快。由此产生的力矩通常将角动量从 DM 转移到气体。通过该模式转移的角动量大小取决于初始自旋、初始轴比与坍缩因子。这些量可组合为一个单一无量纲参数，其稳健地预测了椭球坍缩的角动量转移。这一简化模型能定量解释在更复杂的非辐射宇宙学模拟中发现的气体平均角动量过剩。
引用
@article{arxiv.2206.10079,
title = {Spin transfer from dark matter to gas during halo formation},
author = {Jie Li and Danail Obreschkow and Chris Power and Claudia del P. Lagos},
journal= {arXiv preprint arXiv:2206.10079},
year = {2022}
}
备注
16 pages, 13 figures, 2 tables; accepted by MNRAS