博 士 （ 理 学 ） 諏 訪 多 聞
学位論文題名
Study of Proto‑clusters byaCosmological N‑body Simulation
（重力多体数値計算を用いた原始銀河団領域に関する研究）
1 背 景 と 動 機
学位論文内容の要旨
近 年 の 観 測 的 宇 宙 論 の 飛 躍 的 な発 展 、 特 に 宇 宙背 景 放 射 の 観測 衛 星WMAPの 観 測 結果 か ら 我 々 の 宇宙 は 空 間 的 に 平 坦 で 宇 宙 項 を 持 っ と い うACDMモデ ル で あ る こ とが 強 く 示 唆 され て い る 。CDMモ デ ル の元 で は 宇 宙の 構 造 は ス ケー ル の 小 さい ものか ら先に 形成さ れ、そ の小 さな構 造が合 体、成 長す ること でより 大き な構造 が形 成され るとい う階層 的構 造形成 によっ て形作 られる 。
一方 、 最 近 のSubaru等 の 大 口 径 望 遠鏡 に よ る 遠 方宇 宙 の 大 規 模な 観 測 か らLymannemitters (LAEs)っ Lyman break galaxies (LBGs)と呼 ば れ る 銀 河 が高 赤 方 偏移（ 名〓4ー5程度 ）にお いて密 集し ている 領域 が 発 見 され て い る 。 特に 、Shimasaku etaユ.(2003)の 名 〜5の 観 測 で はLAEsの 密集 し た 領 域 の近 傍 に、
LAEsの 極 端 に 少な い 、void状 の 構造 も見っ かって おり、 彼ら はこれ を現在 の大規 模構造 に対 応する もので あ る と 主張 し て い る 。し か し 、 彼 らは 大 規 模 構 造 と呼 ぶ に は 十 分な 領 域 を 観測 してい ない 。また 、ACDM モデ ルの元 で、 このよ うな高 赤方偏 移に おける 銀河の 集中（ 原始銀 河団 領域と 呼ぱれ ている ）や大規模構造 に対 応する よう な、大 きな構 造が形 成さ れ得る かは十 分嗣べ られて いな い。
そ こ で 、 我 々 は 大 規 模 な 数 値 計算 を 用 い てACDM宇 宙 モデ ル で 原 始 銀河 団 領 域 が いか な る 特 徴 を 持つ か 、 ま た、 高 赤 方 偏 移に お い てLAEsに よ る 大規 模 構 造 に 対応 す る も の が形 成 可能 である かを調 べるこ と とし た。
2手 法
本 研 究 で はACDM宇 宙 に お け る 構 造 形 成 を 調 べ るた め2563( 1677万 ） 体の ダ ー ク マ ター 粒 子 を 用 い て 大 規 模 な重 力 多 体 計 算 を行 っ た 。 計 算機 は 北 大 計算 機セン 夕一 のOnyx300を用 い、並 列計算 を可能 にす る コ ー ド を開 発 し 、16 CPUの並 列 計 算 を 行 った 。 計 算する 領域は 、現 在まで に銀河 団が十 分な数f数 十程 度 ） 形 成 され る の に 必 要 な大 きさ （一辺 約200Mpcの 立方 体）と し、周 期境界 条件 を謀し た。重 力計算 手法 と し てP3M法 を用 い、宇 宙初期 （名＝35）か ら現在 （2〓O）に至 るまで のダー クマ ター粒 子の運 動を解 き、
現 在 の 時 点で 銀 河 団 を 同 定す る。 そして 、その 銀河 団に含 まれて いる粒 子が 、過去 どのよ うに分 布して い た か、そ れらの 粒子 の分布 してい る領域 （原始 銀河団領域）をその他の領域(fieldと呼ばれる）と比較して、
ど の よ う な特 徴 を 持 っ か を調 べた 。また 、lOOMpcス ケー ルの大 規模構 造が高 赤方 偏移の 宇宙に おいて 形成 可 能かど うかを 調べ た。さ らに、 ダーク マター が重 力的に 束縛さ れた系 であ るダー クハロ ーのうち、銀河の ダ ー ク ハ ロー に 相 当 す る もの がど のよう に分布 して いるか につい ても調 べた 。この ダーク ハ口一 内で銀 河 が 形成さ れ、そ れが 観測さ れると 期待さ れるか らで ある。
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3 結 果 と 結 諭
数 値計算 の結 果を現 在（z＝0）と 高赤方 偏移（ 名＝5）に おける ダー クマタ ー(Fig.l，2）とダークハ口ー (Fig.3)の 分 布 に つ い て示 す 。 こ れ らの 結 果 に つ いてz=0に おけ る 銀 河 団37個 を 同 定 し、 そ れ ら が 高赤 方 偏移で 示す特 徴、 特に銀 河スケ ールの ダーク ハ口 ーの分 布につ いて調 べた 。
以 上の結 果、 次のこ とが明 らかに なっ た。
・ 原始銀 河団 領域に おいてl012MO以上 の質 量を持 っダー クハロ ーは宇宙全体の3―5倍（z〓4）、1．3−10 倍 （2＝5） の 密 度 で 存 在 し 、 平 均 的 な 宇 宙 と は 非 常 に 異 な っ た 特 徴 を 持 つ 。
・ 原始銀 河団領 域では ダーク ハ口 ーの集 中度は ダーク マタ ーの集 中度に 比べて 大きく 、そ の程度 は赤方 偏 移が 大 き い ほ ど著 し い 。
・ 質 量 の 大き な ダ ー ク ハロ ー の 周 囲 に原 始 銀 河 団 領域 が 存 在 す る 確率 は 平 均 的 な宇 宙 よ りも 大きい .z=5に お い て 、ダ ー ク マ 夕 一の 分 布 は 大 規 模構 造 を 作 っ ては い な い が 、l012 Mo以 上 の 質量 を 持 つ ダ ーク ハ 口 ー は 既に 大 規 模 構 造 のよ う に 分 布 して い る （Fig．3） ゜
以 上 の 結 果は 、 ダ ー ク ハ ロー が原 始銀河 団領域 で選 択的に 早く形 成され るた めであ ると理 解でき る。な ぜ な ら、原 始銀河 団領 域は他 の領域 に比べ て密度 が大 きいた め、ダ ークマ ター が集中 するよ りも先に、ダーク ハ ローが その領 域で 形成さ れるた めであ る。
ま た 、以上 の結果 はl012 Mo以上 のダー クハ ローがLAEsに対 応する とすれ ば、Shimasakuetm． （2003），
Vbnem眦setm．（2002）な どの 原始銀 河団領 域の観 測と非 常に よく一 致して いる。 この ことか ら本研 究は、
1012協 以 上 の ダ ー ク ハ 口一 がLAEsに 対 応 し 、近 傍 宇 宙 で 見 られ て い る 、 いわ ゆ る 大 規 模構 造 が 、z＝5 で 既 にLAEs等 の 特 異 な 銀 河 に よ っ て 形 成 さ れ て い る こ と を 予 測 する と い う 興 味深 い 結 果 を 与え た 。
Fig.l:￠ ：0に お ける 計 算 領 域 全体でのダークマターの分布。色 は密度 に対応 する。
Fig.2:z〓5に お け る 計 算 領 域 全体でのダークマターの分布。色 は密 度に 対応す る。
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0 50 100 150 200 Fig.3:2〓5に お け る 計 算 領 域全体でのダークハローの分布。
z=0で の 大 規 模 構 造 に 対 応 す る構造 が見え る。
