大向一行 京都大学 大学院理学研究科 物理学第二教室 ＳＫＡ日本サイエンス会議 「銀河進化と遠方宇宙」 ２０１３年２月１２日 ＠コープイン京都.

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1 大向一行 京都大学 大学院理学研究科 物理学第二教室 ＳＫＡ日本サイエンス会議 「銀河進化と遠方宇宙」 ２０１３年２月１２日 ＠コープイン京都

2 目次 ２１ｃｍ線でさぐる初期天体形成 宇宙初期の星形成 種族ＩＩＩ星、種族ＩＩ星 初代ＢＨ形成

3 宇宙１３７億年の歴史 主に観測的に アプローチ １３７億 年 （現在） 理論による アプローチ Bromm & Larson Scientific American より 一部改変 １０億年 １億年 １ 00 万年 ２１ｃｍ線観測！

4 Were the population III stars indeed massive ? Which population of stars reionized the universe ? SKA will probe them by 21cm line ! 21 ㎝線で探る初期天体形成

5 Basics of 21cm transition Collisinal de-ex. coeff. Ly  coupling: Wouthuysen-Field effect T S  T K In the following environments: dense /hot/moderately ionized gas Abundant Ly  photons Furlanetto et al. (2006) x , x c: Ly  /collisional coupling coefficients T C (=~T K ) : Ly  color temperature For 21cm line to be observable, T S must deviate from T 

6 Global IGM evolution and its signal TKTK TT TSTS Absorption: cosmological Abs. & emi.: astrophysical z reion This trough shows the strength of Ly  flux Pritchard & Loeb (2008)

7 Reionization by Pop III vs Pop II Pop II Pop III Pop III stars: hot & top-heavy emit fewer Ly  photons than Pop II stars do. Pop II stars make deeper absorption trough (i.e., more Ly  coupling) than Pop III. Furlanetto (2006)

8 T b fluctuation signal Pritchard & Loeb (2008) 3. 2. 1. 21cm power spectrum 1. High-z regime collisional coupling, tracks density field 2. Int.med.-z regime star formation  enhances Lya coupling reionization  reduces neutral gas rich in astrophysics 3. Post-z reion regime reflects distribution of residual neutral matter reionization First star formation

9 宇宙初期の星形成

10 原子冷却は T>10 4 K での み有効 それ以下では, H 2 による 冷却が重要 Ｈ ２ 温度が高い （ >10 3 K ）と形成 始原ガスの輻射冷却率 Barkana & Loeb 2001 始原ガスの輻射過程 衝突により回転状態 が励起される （第一励起エネルギー 0.044eV; ５１２Ｋ） 28μ ｍ 光子（赤外線）を出して 元の状態に戻る 水素分子（ H 2 ） 回転放射

11 初代天体形成 階層的構造形成 小天体が最初に形成 星形成が起こる条件 物質が集まってショック加熱 した後（ビリアル化）、さらに 収縮して星になるには輻射冷却 が必要 初代天体 （３  合） ｚ～ 30, M ～ 10 6 M sun, T vir ～ 3000K H 2 輻射により冷却 Tegmark et al. 1996 (Couchman & Rees 1986) ・何 σ の天体が適当か？ νσ の天体の形成時期は z~νx10 くらい

12 初代天体（ミニハロー）の誕生 Yoshida, Abel, Hernquist & Sugiyama (2003) 600h -1 kpc ΛCDM モデル 密度揺らぎから初代天体の形成までシミュレー ション 初代天体 ヴィリアル温度が １０００ K 以上のハロー （初代天体； ~10 6 M sun, z~20-30 で誕生） 中では、水素分子の 回転遷移により ガスが冷却して より高密度になる。  星形成

13 原始星が誕生 水素分子冷却により 数密度 ~10 4 cm -3 で、 質量 ~1000M sun の高密度コアが形成。 その中で ~10 21 cm -3 の 原始星が誕生。 初期質量 ~10 -2 M sun 吉田、大向、 Hernquist 2008 ~1000M sun 高密度 コア ~1/100M sun 原始星 温度進化

14 最終質量は降着が いつ終わるかで決まる。 原始星形成までは分かった。 では、初代星の質量は？ Collapse 終了時： 10 -2 M  の原始星 10 3 M  のガス

15 原始星への質量降着率 原始星形成後、外層がほぼ自由落下で降着する時 高温のガスによる星形成の際には降着率は大き い 原始星形成前形成時形成後 log n log r log n logr logn logr Z sun Z=0 λJλJ 種族 I (10K) で ~10 -6 M sun /yr, 種族 III (1000K) では ~10 -3 M sun /yr 初代星形成時の 降着率の時間進化

16 超大質量星形成か？ ~100M sun で主系列星になる。 その後も、降着は止まることな く続く 星の寿命のあいだ降着がつづけ ば 900M sun （～コア質量）に達す る 原始星半径の進化 シミュレーションから予想される 降着率の 1, 2/3, 1/3 の場合 球対称性の仮定もと、 原始星と降着外層の進化を計算 降着率の時間変化 KO& Palla 2003, Yoshida, KO, Hernquist 2006

17 原始星の降着進化 原始星生成時の状態 宇宙論的シミュレーションから 初期条件を作る - run-away collapse 途中から開始 ( 中心密度 n c ～ 10 6 / cc の時 ) - n c ～ 10 12 /cc になるまで軸対称下で collapse 計算 - その後中心に 10AU の星粒子 を置いて 降着期進化に切り替え 4000 AU ρ & v Ｔ 細川ほか 2011 吉田計算

18 降着期 :HII 領域の成長 M * =19M  M * =22.5M  M * =27.5M  M * =30M  電離領域 Ｔ ρ & v 降着円盤

19 電離領域膨張と円盤光蒸発 60000 AU Snapshot @ M * =35M   電離領域の膨張 - 極方向に大きく膨張 - 円盤の陰以外のガスは飛ばされ る  円盤光蒸発 a few x 10 km/s で極方向に抜け る

20 降着率の進化  UV 光 feedback の為に大幅に降着率が低下する  この場合、星質量～ 43 M  で星への降着が止まる。 質量降着率 ( M  /yr ) 星質量 ( M  ) No Feedback With Feedback

21 原始星の進化 星質量 ( M  ) 星半径 (R  ) log 電離光子 光度 (/sec ) ZAMS 断熱降着 K-H 収縮 主系列到達以前にも 強い feedback Kelvin-Helmholtz 収縮期 （有効温度＆ UV 光度 急上昇） 急激に UV feedback が働き 降着を止める。 ~40Msun で熱核反応 （ＣＮサイクル）による 熱生成のため収縮が止まる → 主系列星へ到達

22 第二世代の始原星 ( 種族 III.2 星 ) 始原ガスからは大質量星しかできないのか？ 始原組成でも、一旦電離を経験したガスは 熱進化が変わる （ Uehara & Inutsuka 2002 ） 。 HD 形成、冷却が重要になる。 – １）電離  H 2 が多量（個数比 10 -3 程度）に形成 (e 触媒 ) –2) H 2 冷却で、普通より低温 (<150K) となり HD 形成 (HD の方が少し (421K) 安定なため ) –3) HD 冷却によりさらに低温になる（ CMB 温度近くまで冷 却）。 冷却関数

23 Pop III.2: Star formation in an initially ionized gas Ionized environments e.g., relicl HII region, SN blast wave, structure formation shock HD formation and cooling ionized neutral Nagakura & KO 2005 Yoshida, KO, Hernquist 2007 Temperature Evolution dense core mass scale ~ 40 M sun Initial ionization  H 2 forms abundantly

24

25 Hosokawa + 2012

26 Pop III.2 星形成（ HD モード）への 光解離の影響 Vulnerable to FUV G 0 >~10 -2 no HD cooling This is due to H2 photodissociation (Not due to HD photodissociation) Relic HII region では現実の宇宙で は Pop III.2 は形成されない？ Shocked region ではよさそう (Nakauchi+ in prep.) ？ G 0 : strength of FUV ~1 in our Galactic disk

27 初代星も連星とし て形成 初期条件として 10 3 cm -3 で ほぼ平衡状態の球 (Bonner-Ebert 球 x1.01) ＋回転＆ bar-mode ゆらぎ）  回転パラメータ    ゆらぎ bar (m=2) A   + m=3 少しでも回転しているコア は分裂 （現在の星形成の場合以上に 連星形成しやすい） 回転エネルギー / 重力エネルギー 非軸対称性揺らぎの大きさ 町田、大向、松本、 犬塚（２００８）

28 宇宙論的シミュレーションでも連星形成 ２００９－ 宇宙論的な計算で も、連星 / 小星団形 成がおこることが 確認されている。 おそらく大質量 （数 10M sun ）連星  ＧＲＢ親星、重 力波源 一部は小質量 (<1M sun ) のまま放出  銀河ハロー中に 今でも見つかるか も！ Greif et al. 2011 Turk et al. 2009 Clark et al. 2011 Stacy et al. 2010

29 星の種族 III/II 遷移 宇宙の初代星 （種族ＩＩＩ星） 理論から典型的に大質量（太陽の数 10 倍）と予想されている。 ( 連星形成の際に小さいものも出来るかもしれない ) 太陽近傍の星 （種族ＩＩ，Ｉ星） 典型的に低質量 ( 太陽の 0.1-1 倍 )  宇宙の歴史の中で、典型的な星質量が大質量から小質量へ と遷移が起こった ( 種族 III/II 遷移 ) これはどのようにして起こったのか？ 星間ガス中への重元素の蓄積とそれによる冷却 （たぶ ん） 磁場、乱流、外部輻射の効果など （具体的な機構は不明なのであまり真面目に考えられていない） 29

30 重元素冷却による分裂 ２つの流派がある。 微細構造線冷却 [M/H] > -3.5 (Bromm et al. 2001;Bromm& Loeb 2003;Santoro&Shull 2006; Smith & Sigurdsson2007 ; Frebel et al. 2007 など ) 不定性が少ない。観測とあう。十分低質量になるか？ ダスト冷却 [M/H] > -5..-6 (Omukai 2000; Schneider et al. 2002, 2006; Tsuribe & Omukai 2006; Dopcke et al. 2011 など ) 不定性が多い。観測と比較しにくい。十分低質量になる。 30

31 低金属度ガスの熱進化 1 1) ダストの熱放射による冷却 : [M/H] > -5 2 2) ダスト表面反応による H 2 形成＆冷却 : [M/H] > -4 3 3) 微細構造線による冷却 (C と O): [M/H] > -3 これは１Ｄ計算 ダストの性質は近 傍の星間ガスと同じ とした。 [M/H] := log 10 (Z/Z sun ) Line-induced dust-induced 低質量（＜１Ｍｓｕｎ）の分裂片はダスト冷却によってのみ形成される 大向, 細川, ＆吉田 2010

32 Dust-induced fragmentation [M/H]=-5.5 Z>Z cr ~10 -5 Z sun, fragmentation into low-mass (0.1-1M sun ) objects With slight Z enrichment, low-mass stars begin to form. Tsuribe & KO (2006; 2008) Dopcke et al. (2011) 10AU [M/H]=-4

33 Ｃなども入れるとこれまで でいちばん低金属度の星 D trans は D trans,crit 以下 （微細構造線理論では説明 できず。ダスト理論ならＯ Ｋ） Nature 477, 67 33 最近、ダスト理論に有利な発見

34 初代ＢＨ形成 Supermassive BH Ubiquitously exist at the center of galaxies BH mass correlates with galactic bulge mass M BH =2x10 -3 M bulge

35 降着による BH の成長 近傍の BH 質量密度は QSO が ε=0.1 で Eddington 降着しているとした予 想値とだいたい一致している (Soltan 1985, Yu&Tremaine2002) 。 Eddington-limited accretion  dM BH /dt) c 2 =L Edd =4  GM BH m H c/  T より M BH =M seed exp(t/t Sal ) ; ここで t Sal =  T c/4  Gm H =0.05Gyr   M seed =100M sun, M BH =10 9 M sun のとき、 t grow = t Sal ln(M BH /M seed )= 0.8Gyr (cf. 宇宙年齢 0.8 Gyr[(1+z)/8] -3/2 )

36 SDSS J1148 M BH =3x10 9 M sun, z=6.42 (0.87Gyr) ULAS J1120 M BH =2x10 9 M sun, z= 7.085 (0.77Gyr) e-folding time 2ε 0.1 -1 High-z SMBH 成長時間はかなり厳しいが Eddington rate で降着が 続けば、辛うじて OK か

37 種 BH の成長 数密度 中性度 low phasehigh phase Eddington limit 平均すると降着率は Eddington limit の 30% Bondi 降着率の 0.2% 。 ⇒種 BH の成長は順調とは言えないようである。 Milosavlievic+2009 BH 100Msun

38 重力波放射による反跳 スピンが 反平行な場合 BH 連星の合体時、重力波放射の反作用として、 典型的に数 100km/s の kick velocity を受ける。 宇宙初期のハローの脱出速度を上回り、ハロー外に放出される ⇒合体による成長もあまりうまくいかないようである。 Koppitz+2007 Campanelli+2007

39 Head start は可能か？ M BH =M seed exp(t/t Sal ) 種 BH の質量が最初から大きいと短い時間で SMBH へと成長する。 何らかの方法で巨大な種が形成できないか？ 今回は宇宙初期に超大質量星 (>10 5 M sun ; post-Newton 不安定で BH に ) が形成される可能 性を考察する。

40 Requirements for SMS formation by direct collapse Fragmentation suppressed – Rapid cooling  fragmentation Without such cooling  no fragmentation. – H 2 cooling is suppressed by FUV photodissociation Formation timescale shorter than lifetime – High accretion rate >M * /t * ~10 5 M sun /2x10 6 yr ~0.05M sun /yr – If no H 2, T~10 4 K dM*/dt ~c s 3 /G~ 0.06M sun /yr (T/10 4 K) 3/2

41 primordial gas with strong FUV field FUV intensity J<J crit  at some density, H 2 cooling and fragmentation J>J crit  isothermal collapse continues (H 2 collisionally dissociated > 10 4 cm -3 ) Omukai 2001, Omukai & Yoshii 2003 T rad =10 4 K

42 SMS formation by the isothermal collapse Bromm & Loeb 2003 M~10 8 M sun halo virializing at z~10 (2over-density) with strong FUV J 21 ~4000 Fragmentation is inefficient  direct collapse to 10 6 M sun supermassive star non-rotating rotating

43 New scenario: high-density shock in primordial gas shocks at >10 3-4 /cc, with> several 10 3 K – H 2 collisionally dissociated – Fragments at 8000K with >~10 5 M sun – Isothermal collapse thereafter Supermassive star formation Inayoshi & Omukai 2012

44 Supermassive Star Formation is Common! The high LW fluxes required for SMS and direct collapse BH formation are present, even in our (4 Mpc) 3 simulation volume JLJ, Dalla Vecchia & Khochfar 2012; see also Agarwal et al. 2012, Hummel et al. 2012, Petri et al. 2012 Supermassive stars may be more common than previously thought J. Johnson’s slide

45 Condition on Metallicity For [M/H] gas > -3, the condition for the isothermal collapse becomes more stringent. For [M/H] dust > ~-5, dust causes rapid cooling and fragmentation Note: dust formation in the early universe is inefficient. Only <~10% survives after SN reverse shock (Nozawa et al. 2006; Bianchi & Schneider 2007).  if so, [M/H] dust < -4 KO, Schneider, Haiman 2008 dust cooling Gas metals Dust For SMS formation; [M/H] gas < -3 [M/H] dust <-5

46 Possible sites of high-density shocks Galaxy merger driven inflow (Mayer et al. 2010)  probably metal-rich 大スケール 中心部 拡大

47 Possible sites of high-density shocks Cold-accretion-flow shock in the central ~10pc region of the first galaxy (Dekel & Birmboim 2006, Wise, Turk & Abel 2008)

48 First galaxy は BH の成長にも適した環境 cold flow による accretion は feedback をあまり受けず、 SMBH(M seed =10 5 M sun ) は順調に z~7 までに 10 9 M sun に成長。 以後、 hot accretion が主になると feedback を受けて成長が鈍化。 di Matteo+ 2011

49 分裂が回避できたとして 超大質量に成長できるだろうか？ コラプス終了時： 10 -2 M sun の原始星 まわりに 10 5-6 M sun のガス

50 New Branch at high accretion rate stellar radius : R * ( R  ) stellar mass ： M * ( M  )  New evolutionary branch with higher rates of > 0.01 M  /yr  The star continues to expand, never contracting to the ZAMS Hosokawa & KO in prep.

51 Stellar radius ： R * ( R  ) Stellar mass ： M * ( M  )  Unique mass-radius relation: R * ∝ M * 0.5, which is independent of mass accretion rates  7000R sun ≒ 300 AU @ 1000 M sun : “supergiant” protostars ∝ M * 0.5 At even higher accretion rates Hosokawa & KO in prep.

52 10 -3 M  / yr Most part of the stellar interior contracts, and central temperature increases H-burning begins at 700M , but the star is still bloating (different from the ZAMS ) Interior Structure

53 Evolution on the HR diagram NO UV feedback from bloated massive stars Very massive stars (> 100M sun ) could form via very rapid mass accretion with > 0.01 M sun / yr. (but still unknown if the star becomes supermassive (10 5 M sun ) or not)

54 まとめ （その１） 宇宙最初の星の誕生について分かったこ と 宇宙最初の星は z~20-30 に、 10 5-6 M sun のハロー中の、 数 100M sun の高密度コア中で、質量 40M sun の星として誕 生 おそらく連星～小星団として形成 コア崩壊型超新星として重元素を放出

55 星間ガス中に蓄積したダストの放射冷却により高 密度で温度の急な低下が起こる。これにより低質 量の塊が形成される。 ダストによる分裂に必要な金属量は太陽の１０万 分の１くらい。 まとめ （その２） 種族ＩＩＩ / ＩＩの遷移について分かった こと

56 星質量ＢＨからの成長は結構厳しい。 → 超大質量星起源の massive seed が最近好まれている。 超大質量星形成シナリオ 光解離かショック解離によりＨ ２ 無しのまま等温収縮＠８ ０００Ｋ この際の降着率は極めて大きい (~0.1M sun /yr) 普通の原始星とは異なる進化 “super-giant protostar” 表面温度が低くてフィードバック弱い → Hopefully evolve to a SMBH seed. まとめ （その３） 種ＢＨ形成について分かったこと