Transcript テスト - 理論天文学宇宙物理学懇談会

梅村 雅之
筑波大学 物理学系 （計算物理学研究センター）
I. 銀河形成の初期条件／境界条件
II. 第一世代天体
IIＩ. 宇宙再電離
IV. 銀河形成と進化
時間
天体の起源
物質の起源
10-44秒
量子ゆらぎ
量子宇宙
古典ゆらぎ
（ハリソン－ゼルドビッチスペクトル）
ダークマター生成
陽子・中性子（バリオン）形成
密度ゆらぎ
軽元素合成
（宇宙背景放射ゆらぎ）
（p,n,He,D,T,Be,Li）
赤方
偏移
1030
103
50万年
重元素合成
超新星爆発
α元素, r-,s-過程元素, ...
1億年
15
（クェーサー，星，BH）
SNII
SNIa
銀河団
太陽系
宇宙大規模構造
生命
α元素, r-,s-過程元素, ...
鉄族元素, ...
140億年
（現在）
有機物
5
０
I. 銀河形成の初期条件と境界条件
1. Cosmological Parameters
2. Fluctuation Spectrum
3. Reionization
COBE
=7°– 180°
WMAP
=0.2°– 180°
WMAP

200 / l ( = / l )
理論
Cosmological Parameters (CDM Universe)
tot  1.02
  0  0. 73
 CDMh 0  0.135
2
bh 0  0.0224
2
h 0  0.71
Fluctuation Spectrum (CDM)
 8  0.84
n  0.93 (Harrison-Zeldovich)
Thomson optical depth
(Reionization)
T  0.17  0.04
 z reion  17  5
CDM Density Fluctuations
Neutral
Ionized
30
1
First
Objects
(Pop III)
CMB
n=1
gg
10
Dwarf
Galaxies
1+zc
Galaxies
Clusters
Mgal
Mcluster
1
II. 第一世代天体
1. H2 Formation
2. First Objects
3. First Stars
初期ゆらぎの重力収縮
ジーンズ条件（重力エネルギー＞熱エネルギー）
 kT 
M  MJ  

G 
3/ 2
2
mp n
1/ 2
(k : ボルツ マン 定数， m p : 陽子質量， T : 温度， n : 数密度)
密度上昇 ←
冷却過程で支配される
 現在の銀河
重元素冷却，ダスト冷却
 第一世代天体
星が生まれていない ⇒ 重元素がない
重元素以外の冷却 ⇒ 水素分子
水素分子形成
電気双極子モーメント=0 ⇒ H+H→H2+ 禁止
8
n t 10 cm
-3
H
３体反応
（高密度）
3H  H 2 + H
2H + H 2  2H 2
H2
8
n d 10 cm
-3
n  10 cm
e.g. 宇宙晴れ上がり時
2
-3
（低密度）
陽子反応 (z100)
電子反応 (z100)
H + e
H + H  H2 + e
eH-
p + H  H2 + 
+

 H +


H


+
H2 + H  H2 + p
p
H2
e-
H
+
H+
H2

p
Reaction 1: e- + H  H- + h  H- + H  H2 + e- (z100)
Reaction 2: p + H  H2 ++ h  H2 ++ H  H2+ p (z100)
Matsuda, Sato, & Takeda (1969, Prog. Theor. Phys., 42, 219)
Non-equilibrium processes
equilibrium
non-equilibrium
Susa et al.
(1998, PTP, 100, 63)
IGM (residual ion. e10-5): H210-5
No shock ion. (Ts<104K):
H2 10-4 – 10-3
Shock ion. (Ts >104K):
H210-3 –10-2
Yoshida et al.
(2003, ApJ, 592, 645)
60million particles
100M per gas particle
Mhalo  106 M
Pop III Stars
Gravitational Energy＝Internal Energy
GM 

 P (  )
r
3D (sphere) M = const.
r  (3M / 4 )
1/ 3
 P 
4/3
  crit  4 / 3
1D (sheet) M/r2 = const.
  M / r 2   r  const.
 P
0
  crit  0
2D (cylinder) M/r = const.
P
Nishi et al. (1998, PTP, 100, 881)
  crit  1
Fragmentation of Cylinder
Rate equation
dni
dt
9
9
9
9
9
  k jk n j nk   klmn nl nm nn
j 1 k 1
l 1 m 1 n 1
e-, H, H+, H-, H2, H2+, D, D+, HD, He, He+, He++
Level population (regarding level j )


n j   Ajk   J jk B jk   neC jk    nk Akj   nk J kj Bkj   ne nk Ckj
k j
k j
k j
k j
 k j
 k j
Akj : spontaneous transition
Ckj
Bkj : radiative excitation ( k  j ) (absorption)
radiative deexcitation ( k  j ) (stimulated emission)
Ckj : collisional excitation ( k  j )
Radiation transfer (or Escape probability
Cooling function
   n j Ajk h jk
j 2 k  j
j
Ajk
collisional deexcitation ( k  j )
1 e


)
Akj
Cjk
Bjk
Critical Density ncrit
n  ncrit
Ckj


n j   Ajk   neC jk    nk Akj   nenk Ckj
k j
k j
 k j
 k j
    nen jCkj h jk  n
 n j Ajk  ne n jCkj
Akj
j
Ajk
2
Cjk
j 2 k  j
 tcool  nkT /   n
1
cf . t frag  n
1/ 2
n  ncrit
n j  neC jk   nenk Ckj
k j
Ckj
k j
 n j : Local Thermodynamic Equilibrium (LTE)
n j  n g je
 h jk / kT
    n j Ajk h jk  n
j 2 k  j
 tcool  nkT /   n (constant)
0
Ckj
j
Cjk
Cjk
Fragment Mass at ncrit
H2 cooling
A20 ~ 2.94  10-11
3 4
ncrit  10
cm
-3
m
2
line density: l 
2cs
G
most unstable mode: m  22
cs
(4 G 0 )
 T 
3
M frag  lm  2.8  10 M 

300
K


1/ 2
3/ 2
n


 4
-3 
10
cm


1/ 2
Opacity Limited Mass
Uehara et al. (1996, ApJ, 473, L95)
Rees (1976, MNRAS, 176, 483)
mmin   c
1/ 2

9/4
3
2
( m pl / m p )
(Chandrasekhar mass)
 0.5M
Nakamura & Umemura (2001, ApJ, 548, 19)
2D Simulation
mmin  1
2M
=0.1
Nakamura & Umemura
(2001, ApJ, 548, 19)
 gravitational force 
f 

 pressure force initial
m frag  2 M  10 M (bimordal)
Initial high density leads to low fragment mass.
3
Pop III Star IMF
B lack H oles
Fragment mass criterion
+
CDM spectrum
Nakamura & Umemura
(2001, ApJ, 548, 19)
M a ss F ra c tio n
M etal E n rich m en t
W h ite D w arfs
1
3
10
0
10
1
10
2
S tellar M ass
10
3
（M）
HD Molecule Cooling
UV ionization (e.g. Corbelli et al. 1998; Susa & Umemura 2000)
Shock ionization (e.g. Shapiro & Kang 1987; Ferrara 1998)
High H2 abundance
xH2 t 3  10
3
D + H 2  H + HD : low density
+
+
D + H 2  H + HD : high density
6 7
HD Cooling critical density: ncrit  10
 T 
M frag  lm  17 M 

100
K


3/ 2
cm
-3
n


 7
-3 
10
cm


HD: A10 ~ 5.12  10-8
c.f. H2: A20 ~ 2.94  10-11
1/ 2
Opacity Limited Mass
HD cooling
4
3
3
xH2 t 3 10 )
(n d 10 cm ,
Uehara & Inutsuka 2000, ApJ, 531, L91
mmin  lH  (T /100 K )
3/ 2
-3 1/ 2
10
( n /10 cm )
 0.1  0.01M
Nakamura & Umemura (2002, ApJ, 569, 549)
mmin  lmin  (T /10 K )
3
 1M
3/ 2
12
-3 1/ 2
( n /10 cm )
Protostellar Collapse
Omukai & Nishi 1998, ApJ, 508, 141; Omukai 2000, ApJ, 534, 809
Pop III
2nd
core
Z/Z
1st
core
grain temperature
Conversion of Kelvin-Helmholtz Contraction
Pop I
Mcore10-3 M
10-3 M
Mfrag 103 M
.
M10-3 M/yr
>0.1 M
10-5 M/yr
Envelope: 103 M
Core:10-2 M
Infall Rate: 10-2 M/yr
SN Explosion of Massive Stars
Umeda & Nomoto
2002, ApJ, 565, 385
End-Product of Massive Stars
Heger et al. 2003, ApJ, 591, 288
Type I Collapsar: BH formation by core collapse
Type II Collapsar: BH formation by fallback caused by SN shock
Type III Collapsar: BH formation without proto-neutron star formation
JetSN: Hypernova
GRB: long GR burst（a portion of Jet SNs）
Z/Z
1
Pair
0
III. 宇宙再電離
1. Self-Shielding
2. Reionization History
3. UVB History
Propagation of Ionizing Front
Yoshida et al. 2003
Stars in molecular gas clouds
HII regions + soft UV
Early Reionization Process
Ciardi, Ferrara & White 2003, MNRAS, 334, L17
z = 17.6
Larson IMF
(Top-heavy)
Salpeter IMF
z=15.5
z=13.7
Tajiri & MU (1998, ApJ, 502, 59)
UV background:
I0=I21 10-21(ν/νL)- erg s-1 cm-2 Hz-1 str-1
=1-5
Radiation transfer
dI
ds
   I  
Ionization equilibrium

 n HI  n en p
rr
Spherical Top-Hat Cloud
Numerical Results (n>ncrit ; HI>0.1)
2
ncrit  1.5 10 M 8
1/ 5
( I 21 /  )
3/ 5
cm
-3
( M 8  M/ 10 M  , T  10 K)
8
 crit  n HIa R crit  0.6
4
 3
L

Strömgren approximation
Number of incident UV
photons per second
=
Number of recombination
to excited states per second
4
N UV
3
2
ncrit  2.3 10 M 8
1/ 5
Rcrit ne n p B
( I 21 /  )
3
3/ 5
cm
-3
Strömgren approximation underestimates the self-shielding.
Nakamoto, MU, Susa (2001, MNRAS, 321, 593)
1 I
c t
 n  I   ( S  I )
3次元輻射輸送方程式
自由度: 3D space, 2D directions, 1D frequency = 6D
Space: N3＝1283 in (8Mpc)3
1 I


 0

c t


Directions: NθNφ＝128 2
Frequency: Nν＝6 lines for H & He, analytic integration for continuum
• Total operations: f NiterN3NθNφNν＝11.4 Tflops・hr ( f 2000, Niter=100)
• Performed with the CP-PACS (614GFLOPS)
-21(ν/ν )-1 erg s-1 cm-2 Hz-1 str-1
Isotropic
UV: I0=I
Zel’dovich
approx.
with
=0.95,
ΩBaryon=0.05, σ8=0.6, h=0.5
21 10ΩCDM
L
N3＝1283 in (8Mpc) 3
Radiative Transfer
Ionization Equilibrium
QSO
Nakamoto, MU, Susa (2001, MNRAS, 321, 593)
I21=0.1
3億年
5億年
7億年
10億年
Self-Shielding
（自己遮蔽）
Z=9
Shadowing
（日陰効果）
Z=7
Z=5
Cosmic Reionization History and Effect of Inhomogeniety
Thomson Optical Depth
(Poster: Hiroi, MU, Nakamoto)
optical depth τe(z)
0.2

e
 0 .17  0 .04 (WMAP)
0.1
I21 > 0.1 at z >14

0.04
：I21=0.1
：I21=10-2
：optically thin
0.02
10-2
4
8
12
z
16
20
Evolution of UVB Intensity
Redshift
z<4
z≈4
4<z<6
z>14
z≈20
Method
proximity
effect
DA
DA
e
e
I21≈1
I21≈0.1
I21 > 0.1
I21 ≥ 1
0.5±0.1
Giallongo et
al. 1996
I21
I21
1
0.5
WMAP
proximity effect
Ly  continuum
depression
free
0.1
4
6
14
20 Redshift
IV. 銀河形成と進化
1. Formation of Subgalactic Objects
2. Formation of Normal Galaxies
3. Galactic Evolution
CDM Density Fluctuations
Neutral
Ionized
30
1
First
Objects
(Pop III)
CMB
n=1
gg
10
Dwarf
Galaxies
1+zc
Galaxies
Clusters
Mgal
Mcluster
1
Solomon Process
...Werner
band
Lyman-Werner band : 11.26-13.6 eV
15% of excited states decay to the continuuum (v>15)
 photodissociation (Solomon process)
85%  populate vib-rotational levels of v14
 fluorescence lines
Rate coefficient of Solomon process
FLW : Lyman-Werner band flux
k Solomon  1.13  10 FLW s
8
-1
Self-shielding (Draine & Bertordi 1996, ApJ, 468, 269)
FLW  FLW ,0 f shield
f shield
0.75


  NH 2 

 min 1,  14

-2 
10
cm

 



Radiation Hydrodynamical Collapse
of Subgalactic Clouds under UVB
Kitayama, Susa, MU, Ikeuchi 2001, MNRAS, 326, 1353
UV:
Radiative transfer
including self-shielding for LW band
Spectral shape : power-law, Planck
Dynamics:
Spherical Lagrangian Hydrodynamics
H2 :
Non-equilubrium chemistry
including
H- photo-detachment
H2+ photo-dissociation
UV Effects
self-shielding
Kitayama et al. 2001, MNRAS, 326, 1353
Dynamics:
Spherical hydrodynamics
UV:
Radiative transfer
H2 :
Non-equilubrium chemistry
Substructure Problem
Moore et al. 1999, ApJ, 524, L19
Cluster Halo
5  10 M
14
Galactic Halo
2  10 M
12
Moore et al. 1999
20 times smaller than expected
再電離宇宙における矮小銀河形成
（Susa & MU 2004, ApJ, in press）
t 0
t  6.5 10 year
t  1.110 year
t  1.5 10 year
t  3.5 10 year
t  3.7 10 year
t  3.9 10 year
t  4.9 10 year
t  7.0 10 year
8
9
 [g cm ]
-3
10
24
10
10
10
25
9
10
9
26
27
9
10
9
28
29
9
9
銀河形態の起源
• Merger Hypothesis
Disk major merger  Ellipticals
N-body, Hydro-simulation, Semi-analytic
• Monolithic Bifurcation (Larson’s paradigm)
Protogalactic
clouds
dissipationless GF
Elliptical
Galaxies
dissipational GF
Spiral
Galaxies
GC3
- Grand Challenge Cosmology ConsortiumCluster Simulations on the PSC Cray T3E
John Dubinski
TREE-SPH + Radiation Transfer + Non-equilibrium Chemistry
(Susa & MU, 2002)
星形成条件
1. y H 2  5  10
4
2. T  5000 K
3.
   200
4.
v  0
上の４つの条件を満たした流体粒子を「星」にする。

d *
dt

c* gas
t ff
zc  4
弱いＵＶ
 spin  0.08
zc  2
強いＵＶ
 spin  0.08
赤＝電離ガス
緑＝冷却ガス
白＝星
超新星による銀河の化学進化
星の寿命
型名
ス
  1.1  10 yr(m / M )
10
2.7
Ia型
Ib型
Ic型
II型
H 線
なし
なし
なし
あり
He 線
なし
強
弱
あり
Si 線
強
弱
弱
弱
エネルギー
～ 10 51 erg
～ 10 51 erg
1 0 51 ～ 10 52 erg
1 0 50 ～ 10 52 erg
メカニズム
炭素爆燃型
重力崩壊型（鉄光分解型）
主に鉄族元素
主 に 元 素 (C ,O ,N e,M g ,Si,S ,A r,C a )
（ C r,M n ,F e,C o ,N i）
＋ 鉄 族 元 素 ， s過 程 元 素 ， r過 程 元 素
ペ
ク
ト
ル
元素合成
近接連星系
近接連星系
大質量星
近接連星系
天体
白 色 矮 星 (1.4M  )＋ 伴 星
1)
ヘ リ ウ ム 星 (> 3M  )＋ 伴 星
2)
C + O 星 (> 2M  )＋ 伴 星
e.g. [Fe/Mg]は時間と共に増加する
2)
（ >8 M  ）
化学進化モデル
Bruzual & Charlot, 1993, ApJ, 405, 538
Kodama & Arimoto, 1997, A&A, 320, 41
“PEGASE” Foic & Rocca-Volmerange 1997, A&A, 326, 950
Chemodynamical Evolution of 124 Elliptical Glaxies
Kobayashi, 2000
Chemodynamical Evolution of 150 Galaxies in CDM
Nakasato, 2002
Multiple Supernova Explosions in a Forming Galaxy
Mori & MU 2004 (by Earth Simulater)
Box size: 40 kpc, Total mass: 1011 M
Sub-galactic units: 5 x 109 M
Star formation: Jeans unstable, Salpeter’s IMF、
N= 512 x 512 x 512
Supernovae:
Type II
時間
天体の起源
物質の起源
10-44秒
量子ゆらぎ
量子宇宙
古典ゆらぎ
（ハリソン－ゼルドビッチスペクトル）
ダークマター生成
陽子・中性子（バリオン）形成
密度ゆらぎ
軽元素合成
（宇宙背景放射ゆらぎ）
（p,n,He,D,T,Be,Li）
赤方
偏移
1030
103
50万年
重元素合成
超新星爆発
α元素, r-,s-過程元素, ...
1億年
15
（クェーサー，星，BH）
SNII
SNIa
銀河団
太陽系
宇宙大規模構造
生命
α元素, r-,s-過程元素, ...
鉄族元素, ...
140億年
（現在）
有機物
5
０
惑星系形成
ビッグバン
星の誕生
銀河の誕生
星の死
惑星
生命の誕生
NASA Origins Mission
Computational Observatory 数 値 天 文 台
Big Bang
ビッグバン
Dark Age
宇宙暗黒時代
Galaxy Formation
銀河形成
Black Hole
ブラックホール
Supernova
超新星
Star Formation
星形成
Sun & Earth
太陽・地球
Astronomical Observatory 観 測 天 文 学