Transcript 宇宙初期における低質量星の 形成可能性

宇宙初期における低質量星の
形成可能性について
町田正博 藤本正行 （北大）
中村文隆 （新潟大）
0.Abstract
宇宙初期において低質量(、低金属量)星の形成
は可能か？


何故低質量星なのか？
ー 寿命が長いため宇宙初期に形成されていても現
在まで生き残っている
⇒観測可能
何故、metal abundance の小さな星なのか？
ー metal abundance が少ないほど汚染が進んでい
ない過去に形成
⇒宇宙初期の情報を保持
0.Abstract
低金属量星を調べるメリット

低金属量星のchemical abundance は初期宇宙の状態を理解
する手がかりとなる
 一般に、過去の情報を知るためには遠くを見なければならない
⇔ 我々の銀河内にある低金属量星を調べれば過去の情報が得
られる




低金属量星の分布状況から銀河形成時の情報が得られる
スペクトルを解析する事でbig bang nucleosynthesisに制限
PopIIIがどのようにして最後を迎えたかの理解（nature of the
first supernovae）
保持しているメタルの量から初期のcloudの質量が予測
⇒低金属量星は宇宙初期の化石となりうる
この研究では、実際に、宇宙初期に低金属量を持つ低質
量星の形成は可能かどうかを見積る
1.Introduction
宇宙初期の低質量星形成までの道のり
1. First collapsed objects の形成
2. 第一世代星の形成
3. 次世代星の形成





低金属量星の観測
低金属量星の形成過程
低質量星について
宇宙初期に低金属量、低質量星を形成するには？
ガスを加熱するためには
用語 第一世代星、種族III星(PopIII)
次世代星、低金属低質量星（Extremely metal poor low mass star ）
宇宙の進化
20
第
一
世
代
星
の
形
成
宇
宙
の
再
加
熱
重
元
素
に
よ
る
汚
染
銀
河
形
成
等
の
観
測
(z=6.56)
初
期
天
体
の
形
成
0 z
10
Dark Age（宇宙の暗黒時代）
(Fist collapsed objects)
宇
宙
の
晴
れ
上
が
り
30
Quasar
Big bang
1000
次世代星の形成
再
イ
オ
ン
化
、
重
元
素
の
観
測
現
在
宇宙の暗黒時代の終わりを告げる銀河の光
銀河団Abell 370の写真。
左上の矢印のところにか
すかに写っているのが、
今回見つかった重力レン
ズ効果で増光された銀河。
発見された銀河の赤方偏
移は6.56
ハワイ大学の天文学者を
中心とした研究チームは、
マウナケア山頂にあるす
ばる望遠鏡とケック望遠鏡
により、宇宙が誕生したこ
ろに生まれた銀河の姿を
捉えた。
◆Luminous Object形成 ~ ◆大質量星形
成 ～ ◆低金属量星形成まで
Baryon成分が収縮
密度揺らぎが成長して、宇
宙膨張に逆らって収縮
第一世代星が超新星爆発
⇒次世代星形成へ
内部で第一世代星が形成
First collapsed objectsの形成
First collapsed objects
：最も初期にluminous objectになる天体
放射冷却(H2)によって(Hubble time内で)
収縮出来るかどうか？
DM＋Baryon
cloud (CDMより)
H2により冷却収縮
Luminous object の形成
(z=30,Mb=5×105M◎)
放射によりbaryon成分
が収縮
Tegmark 1997
z=30,M=2×106Ｍ◎
3σpeak in CDM
Tvir =104K
Tvir =103K
First collapsed objects の質量、 H2 cooling による温度から
virial mass を導出
小質量だとCoolingに必要なH2が十分生成されない、大質量
だとまだ非線形になっていない
Tegmark 97
ビリアル温度は、massとcollapsed redsiftよ
り一意的に決定
Tegmark 1997
Zvir=25
Zvir=50
Zvir=100
ある温度に対してHubble time内に冷却可能な
水素分子のfraction
第一世代星の形成
First collapsed object内部の星形成
⇒高温のため大質量分裂片
(有効なcoolantはH2)
分裂片内部で星が形成
第一世代星は大質量




低温で有効なcoolantが無いため
Opacityが低く(no dust)、質量降着率が高いため(高温)、大質量
星に成長(Omukai & Palla 01)
PopIIIの質量は、少なくとも2~3M◎以上(Nakamura&Umemura
99,01) ⇒ low mass deficient
短寿命：black hole,超新星爆発
現在の星形成との違い：no dust , no metal
Nakamura&Umemura 01
Population III
starsのIMF
最終状態
1-2~8M◎:white dwarf
8~35M◎:supernovae
35~100M◎ :black holes
100~250M◎:supernovae
>250M◎:black holes
Low mass
deficient
超新星爆発に
よるmetal放出
次世代星の形成
次世代星




第一世代星(PopIII)の次に形成された星
PopIIIのfeedback（超新星爆発）によって形成
僅かなmetalを持つ
([Fe/H]＜-2.5 : Shigeyama&Tsujimoto 98)
現在観測可能なのは、低質量星として形成さ
れた星
低金属量星の観測
Beers et al(1992,1996,2001)の観測





Our galaxy halo
[Fe/H]<-2～-3を中心に分布
[Fe/H]<-3の星が100以上
[Fe/H]~-4 の星の存在(3個)
-5以下の星は存在しない
Beers 1996
個
数
低金属量星の観測
Ryan&Norris 1991
星
の
個
数
低金属量星の形成過程
Shigeyama&Tsujimoto 98

[Fe/H]<-2.5の星は単一のSNによって形成
 理論からのsingle SNのC, Mg, Si, Ca, Hのabundance patternが観
測と一致
Norris et al 02


CS22949-037([Fe/H]=-3.79)に注目
(low metal では、一般的な星)
nitrogenが非常に多い
(太陽の200倍以上)
←200M◎以上の星によって形成
←種族III星
低金属量星は大質量種族III星の単一の超新星爆発で、
形成されたのでは？
低質量星について
どの位の質量ならば、
宇宙初期に形成した星
が現在まで生き残られ
るか？
寿
命
A. 0.8M◎以下
種族III星では、不可
質量
宇宙初期に低金属量、低質量星を
形成するには？
現在の星形成では、dust、metal coolingが効くため、ガ
ス雲の温度が低温になり低質量星の形成が可能
metal ,dustの存在しない初期宇宙では、ガス雲の温度
が下がらない(300~500K:Namakura&Umemura 1998)
ため大質量
⇒primordial gasでの低質量星の形成は難しい
低温で有効なcoolantはH2(,HD)
宇宙初期に存在するH2(,HD)では、×
([H2/H]=1.1*10-6 [HD/H]1.2*10-9 )
加熱(⇒re-ionization)が一度起これば、 H2(,HD)の量は
増える
加熱の機構は？
ガスを加熱するためには
H2形成のためにgasをイオン化してelectronを増加
イオン化するためには104[K]以上
 ガス雲のvirial温度によってイ
オン化(Nishi et al 98)




108M◎以上のbaryon質量が必
要
First collapsed objectsが形成
された後合体によって成長
108M◎になるまでにガス雲内
部が汚染されているのでは？
[Fe/H]<-4の星は観測されてい
ない
 Supernovaによるheating



Primordial SNR による加熱
Metal を僅かに含む
Shell 以外の領域ではUVによ
るH2 破壊によって星形成が抑
えられる(Ferrara 98)
DM+baryon
加熱
合体成長による108M◎以上の
天体がdisk状になる際のshock
過熱
SNRによる
加熱
ガスを加熱する
２つのシナリオ
加熱
今までのまとめ
低金属量星の観測 ⇒ 宇宙初期の低質量星
PopIIIは大質量 ⇒短寿命
[Fe/H]<-2の星は単一のSN
[Fe/H]<-5は観測されていない⇒SNによる汚染
が必要
初期宇宙でのガス冷却には、再イオン化が必要
⇒観測されている低金属量星はPopIII星の超新星
爆発によって形成されたのでは？
2.Our Study
今までに行われた研究
研究動機
低質量星形成に対する我々のシナリオ
特徴的な点
モデルの説明
今までの研究
Tsujomoto.Sigeyama&Yoshii(1999)
 SNRのshell内部での星形成
 Shellの質量を仮定しSFR,IMFから星を推定
 Metalの分散よりmetal-free starの存在比率を導出
Ferrara(1998)
 SＮeによりhost cloudが吹き飛ばされIGM内にshock
が伝播
 H2が生成され星形成が促進される
⇒SNはpositive feedback
Ｕｅｈａｒａ&Inutsuka(2000)
 HDを取り入れた計算
 Shock heatingによるH2 、ＨＤの生成
 Primordial Brown dwarf を示唆
 初期条件を仮定(200K,1cm-3)
2.Our Study(1)
ーMotivationー
First collapsed objects の中でのsingle SNのよ
る星形成

Host cloud内部でSNR shellは分裂するか？
 Primordial SNの進化
 Shellのdynamical&thermal evolution

Primordial SNRによってlow mass starは形成される
か？
 Metal free gasによる星形成
 Jeans massによる見積もり

形成した低質量星の金属量はどうなっているか？
2.Our Study (2)
ーScenarioー
1. First collapsed objectの中でPopIII star
2.
3.
4.
5.
がSN
SNR がgasを掃き集めてshellを形成
Shellに十分gasが集まると重力不安定に
なり分裂
分裂片が重力により収縮
分裂片内部がoptically thickになり揺ら
ぎが成長し星が形成
Supernova Remnant
Dark Matter
EdS universe
Ω=1 Ωb=0.05
h = 0.7
Baryon
Supernova
shell
PopIII star
SNR
shell内部での
星形成を考える
After fragmentation phase
Jeans condition で分裂
shell
SNR
Before fragmentation phase
Optically thickの数密度
2.Our Study (3)
ーOur scenario ー
我々の研究では以下を仮定した
1.
2.
CDMより予想されるfirst collapse object(～106M◎)
の中でmassive PopIIIが形成(z=10～50)
PopIII がSNを起こしSNRがshellを形成しhost
cloud内で成長
以下の点についての考察を行った
1.
2.
SNR shellがhost cloud内部で重力不安定になり
fragmentationを起こすか？
１でfragmentationを起こした場合分裂片内部での
低質量星の形成は可能か？
2.Our Study (4)
ー 特徴 ー
この研究は以下の点で特徴的である
1. Host cloud内で星形成が可能かどうかを見
積った
2. 解析解を使いSNRの進化の計算を行った
（radius,swept mss,fragment temperature）
3. 低温で有効なcoolantとしてH2に加えてHDを取
り入れた
4. Surroundingsの密度、SNのenergyを変化させ
てcloud内でfragmentationが起こる条件を求
めた
2.Numerical Model(1)
Cosmological parameter

EdS universe
H=0.7 Ω＝1.0 Ωｂ=0.05
Evolution of the SNR
1.
2.
3.
4.
Free expansion
Sedov-Taylor
Pressure driven snowplow
Momentum driven snowplow
2.Numerical Model(2)
Chemical reactions in the shell


12 elements(H,H-,H+,H2,D,D+,HD,HD+,He,
He+,He++,and e)
23 reactions(Abel et al. 1997,Galli&Palla 1996)
Temperature


  1 dn 
dT
Energy equation
 ( 1)  

dt
p
n
dt
Cooling function (Λ)


Inverse Compton, He, H, H2 , HD and no metal
(Cen 1992 Galli&Palla 1996 Flower et al 2000)
使用した化学反応式
各要素の時間進化（１）
各要素の時間進化（１）
2.Numerical Model(3)
分裂条件

τff<τdyn :Jeans condition
 shellがgasを掃き集めまた、coolingによって温度
が低下することによって重力不安定に
数密度



分裂前 τcool<τdyn :pressure const
分裂後 dn/dt=n/τff
n=1011 [cm-3](optically thick)まで計算
2.Numerical Model(4)
Host cloud内部でSNR shellが分裂可能か
どうかを調べるためにSNのenergyと
surroundingsの密度を変えて20通りの計
算を行った


ε＝１、３、５、１０×１０51 [erg]
z=10,20,30,40,50 :redshift
⇒ ρ（z）／ρ(10)=1,8,27,64,125
SNの爆発エネルギーとcloudの密度
(赤方偏移z)がparameter
4.Result
Timescaleの比較
SNR radius(density／energy)
分裂までの時間と掃き集めた質量
Fragmentation可能領域
Metal abundance
Fractional abundance
Cooling rate
Jeans mass & temperature
timescale
Z=50→
Z=50→
←Z=20
T[K]
←Z=20
経過時間[yr]
←tcool
tff→
H2→
↑
T
←HD
密度の違いによるSNR radiusの変化
100 [pc]
z=２０
ε=1052 →
←ε=1051
RSNR
ε
(1051erg)
R [pc]
経過時間[year]
1
3
5
10
85
100
107
120
Energyの違いによSNR radiusの変化
100[pc]
RSNR
ε=１ｄ５１
SNRの進化
・密度(zに依存)
・エネルギー
・coolingの割合
(H2,HDの合成)
・host cloudの大
きさ(脱出速度、内
部での混合)
z=10→
低密度
←z=50
高密度
106[year]
経過時間[yr]
z
10
20
30
40
50
R
[pc]
181
85
52
36
28
分裂までの時間と掃き集めたmass
Fragmentation までの時間
z
10
20
30
40
50
[106
year]
19
12
7.9
5.7
4.9
t
SNRによってはき集められたmass
z
M
[104M◎]
10
20
30
40
50
4.7
3.2
2.5
1.9
1.7
Fragment時の半径、質量、温度
Jeans 条件が満たされた
時の半径、温度、質量
1.0×1051
3.0×1051
5.0×1051
1.0×1052
10
(1.2×10-25)
181 , 35
4.67×104
213 , 43
7.59×104
245 , 51
9.77×104
302 , 63
1.50×105
20
(8.5×10-25)
85 , 31
3.31×104
100 , 37
5.37×104
107 , 45
6.76×104
120 , 51
9.12×104
30
(2.7×10-24)
52 , 33
3.02×104
62 , 40
4.07×104
66 , 43
6.17×104
77 , 50
6.92×104
40
(6.3×10-24)
36 , 35
2.80×104
42 , 43
3.09×104
47 , 51
5.12×104
51 , 53
5.50×104
50
(1.2×10-23)
28 , 36
2.45×104
35 , 44
2.80×104
39 , 50
4.17×104
40 , 48
5.13×104
Energy
赤方偏移(z) (erg)
密度(g/cm-3)
28[pc] , 36[K]
2.45×104 [M◎]
SNR半径[pc] , 温度[K]
掃き集められた質量[M◎]
分裂後のtimescaleと温度
timescale[yr]
／温度[K]
106
105
←tcool
104
tff→
1000
100
↑
T
10
SNRの球殻が分裂後、ガスは収縮する、n=1011 cm-3 で
optically thick になり再分裂し星形成がおこる
M<0.1 M◎
分裂に必要な質量
Fragment mass (Jeans condition)
Primordial
SNのenergy
を制限？
Fragment（星形成）可能領域
密度 (g/cm3)／数密度
灰色部分でSNRによる球殻が
分裂可能(host cloud 内で)
z (赤方偏移)
(cm-3 )
10.0
fragmentation 可能
1.2×10-23
6.3×10-24
M=8×105 M◎→
←M=106 M◎
2.7×10-24
1.0
fragmentation 不可能
8.4×10-25
1.2×10-25
←M=2×106 M◎
1×1051
5×1051
0.1
1×1052 [erg]
hyper nova
分裂可能なのはJeans条件（球殻の温度、密度に依
存）が満たされた時に以下の２つ成立する事
横軸：SNRの爆発エネルギー
①host cloudの質量が掃き集めた質量以下
縦軸：host cloud の密度(=赤方偏移ｚ)
②shellの速度が脱出速度以下
図のMは仮定したhost cloudの質量
Jeans conditionを満たした時の[Fe/H]
表それぞれ、赤方偏移ｚとSNの爆発energyによる[Fe/H]の値
・導出した式は
[Fe/H] = Meject / Mswept / [MFe]sun
表中 上の段:Meject=0.1 下の括弧内Meject=1.0
Energy
赤方偏移(z) (erg)
Mswept:掃き集められた質量
1.0×1051
3.0×1051
5.0×1051
1.0×1052
10
(1.2×10-25)
-3.37
(-2.37)
-3.58
(-2.58)
-3.69
(-2.69)
-3.87
(-2.87)
20
(8.5×10-25)
-3.22
(-2.22)
-3.43
(-2.43)
-3.53
(-2.53)
-3.66
(-2.66)
30
(2.7×10-24)
-3.18
(-2.18)
-3.31
(-2.31)
-3.48
(-2.48)
-3.54
(-2.54)
40
(6.3×10-24)
-3.14
(-2.14)
-3.19
(-2.19)
-3.41
(-2.41)
-3.44
(-2.44)
50
(1.2×10-23)
-3.09
(-2.09)
-3.15
(-2.15)
-3.32
(-2.32)
-3.41
(-2.41)
密度(g/cm-3)
Supernova のejectaの組成
横軸：MSでの質量
縦軸：SNによって放出されるFeの質量
放出されるFeの質量
MFeは、0.02～0.6 M◎に
(0.1 M◎を中心に)分布
Shigeyama&Tsujimoto 1998
初期質量
第2世代星の[Fe/H]
SNの爆発エネルギー [erg]
（ejectaとswept massの平均）
縦軸：explosion energy
[erg]
横軸：[Fe/H]
青色：ｚ=50の領域
ピンク色：ｚ=10の領域
[Meject]Fe=1.0M◎
[Meject]Fe=０．１ M◎
第一世代の種族III星の探索
Honda et al. ２００１
Omukai 2000
10-2
10-4
各々の線は
metallicityの違い
Fractional abundanceの変化
Before fragmentation
After fragmentation
分裂
T
n
cylindrical
H2 :1.1×10-6 ⇒ 7.8×10-2 ⇒ 0.85
HD:1.2×10-11 ⇒ 1.2×10-3 ⇒ 1.7×10-5
Cooling rate
Before fragmentation
After fragmentation
分裂
T
temperature
n
number density
cylindrical
Jeans massと温度変化
cylindrical
T=98 [K]
Mj=0.05 [M◎]
5.Summary(1)
Before fragmentation phase





Primordial SNRは広がりが大きい
(金属量が少ないため冷めにくい)
Low density,high energy程半径の広がりは大きい
Shock heatingによりH2,HDがprimordial gasと比べて
103～4倍増加
First collapse objects内部でSNR shellは
fragmentationを起こす
一般的なSN(≠ hypernova)でmetal abundanceは説
明出来る（hypernovaはhost cloudを破壊）
5.Summary(2)
After fragmentation phase




Shellがcylindricalに分裂した後は、ほぼisothermalに
進化
HDが重要なcoolant
n＞108 で３体反応によるH2が増加
Optically thickになった所でJeans massはone solar
mass以下
形成される星の金属量は[Fe/H]=-3.5~-2.5

掃き集めた質量と理論から予想される金属量から導
出
First collapsed objectsは少なくとも7*105M◎以
上無ければ、低質量星の形成は不可
6.今後の課題
掃き集めたガスのmetalの分布
初期のガスcloudの密度分布
CMBの影響
SNRのシミュレーションによる計算
(cooling,元素合成入り)
2.1 H,H2,HDのfractional abundance
Before fragmentation
temperature
After fragmentation
number density
H2 ：1.1×10‐6 →7.8 ×10-2 → 0.85 [nH2/nall]
HD：1.2 ×10‐12 →3.8× 10-5 →1.7 ×10-5 [nHD/nall]
2.2 H,H2,HDのcooling rate
Before fragmentation
After fragmentation
temperature
number density
温度が104[K] でHからH2が
102[K]でH2からHDの
cooling が優勢になる
Number densityが108以降
再びH2 cooling が優勢にな
る
2.3 温度変化とJeans Mass
T
MJ
T
MJ
S:spherical
C:cylindrical
Optically thick limit であるn=1011まで計算を進めたとこ
ろ以下のような結果が求まった
Spherical collapse
T = 414 [K]
MJ = 0.5 [M◎]
cylindrical collapse
T =102 [K]
MJ = 0.05 [M◎ ]
Metal abundance
MFe ～ 0.1 M◎ ：ejected metal
(Shigeyama&Tsujimoto 98)
 Msw ～ 104 M◎ :swept mass
⇒ [Fe/H]=-3
実際にはmixingの程度により-3を中心に分散

SNR shellはfragmentationを起こし超金属欠
乏ー低質量星を形成
Hypernovaではmetal を出しすぎるので、high
metal star になる ⇒制限されない