筑波大学 物理学系 （計算物理学研究センター）

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1 筑波大学 物理学系 （計算物理学研究センター）
銀河形成 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

2 宇宙再結合 Dark Age 第一世代天体 宇宙再電離 銀河形成 天体の起源 物質の起源 1030 103 15 5 ０ 赤方 偏移 時間
量子ゆらぎ 量子宇宙 10-44秒 1030 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 （宇宙背景放射ゆらぎ） 軽元素合成 （p,n,He,D,T,Be,Li） 103 50万年 宇宙再結合 Dark Age 重元素合成 超新星爆発 α元素, r-,s-過程元素, ... 第一世代天体 1億年 15 宇宙再電離 銀河形成 SNII α元素, r-,s-過程元素, ... （クェーサー，星，BH） SNIa 鉄族元素, ... 5 銀河団 太陽系 140億年 ０ 有機物 （現在） 宇宙大規模構造 生命

3 I. 銀河形成の初期条件と境界条件 1. Cosmological Parameters 2. Fluctuation Spectrum
3. Reionization

4 (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
WMAP 2003 (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

5 COBE =7°– 180° WMAP =0.2°– 180°

6 WMAP 理論

7 Cosmological Parameters (CDM Universe)
Fluctuation Spectrum (CDM)

8 Thomson optical depth (Reionization)

9 CDM Density Fluctuations
First Objects (Pop III) Mgal Mcluster CMB n=1 gg Neutral Ionized 30 1 10 Dwarf Galaxies 1+zc Galaxies Clusters 1

10 II. 第一世代天体 1. H2 Formation 2. First Objects 3. First Stars

11 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） 密度上昇 ← 冷却過程で支配される  現在の銀河
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

12 水素分子形成 電気双極子モーメント=0 ⇒ H+H→H2+ 禁止 ３体反応 陽子反応 (z100) 電子反応 (z100) H
（高密度） H2 e.g. 宇宙晴れ上がり時 （低密度） 陽子反応 (z100) 電子反応 (z100)  e- p + H2 H2 - e- H H  p H- H+

13 Formation of Pop III Stars
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

14 残存電離と水素分子形成 Galli & Palla 1998, A&A, 335, 403 晴れ上がり

15 First Object Mass Yoshida et al. (2003, ApJ, 592, 645)
60million particles 100M per gas particle Mhalo  106 M

16 Pop III Stars 3D (sphere) M = const. 1D (sheet) M/r2 = const.
Gravitational Energy＝Internal Energy 3D (sphere) M = const. 1D (sheet) M/r2 = const. 2D (cylinder) M/r = const. Nishi et al. (1998, PTP, 100, 881)

17 Fragmentation of Cylinder
Rate equation e-, H, H+, H-, H2, H2+, D, D+, HD, He, He+, He++ Level population (regarding level j ) Ckj Akj j Ajk Cjk Bjk Radiation transfer (or Escape probability ) Cooling function

18 Critical Density ncrit
Ckj Akj j Ajk Cjk Ckj Ckj j Cjk Cjk

19 Fragment Mass at ncrit H2 cooling A20 ~ 2.94  10-11

20 Opacity Limited Mass Uehara et al. (1996, ApJ, 473, L95)
Rees (1976, MNRAS, 176, 483) (Chandrasekhar mass) Nakamura & Umemura (2001, ApJ, 548, 19) 2D Simulation

21 =0.1 Initial high density leads to low fragment mass.
Nakamura & Umemura (2001, ApJ, 548, 19) Initial high density leads to low fragment mass.

22 Fragment mass criterion
Pop III Star IMF Fragment mass criterion + CDM spectrum Nakamura & Umemura (2001, ApJ, 548, 19)

23 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 HD: A10 ~ 5.12  10-8 c.f. H2: A20 ~ 2.94  10-11 HD Cooling critical density:

24 Nakamura & Umemura 2002, ApJ, 569, 549 HD Cooling Criterion

25 Opacity Limited Mass HD cooling Uehara & Inutsuka 2000, ApJ, 531, L91
Nakamura & Umemura (2002, ApJ, 569, 549)

26 Nakamura & Umemura (2002, ApJ, 569, 549)

27 Protostellar Collapse
Omukai & Nishi 1998, ApJ, 508, 141; Omukai 2000, ApJ, 534, 809 Pop III 　 　Pop I Mcore10-3 M 　　　10-3 M Mfrag 103 M 　　　 >0.1 M M10-3 M/yr 　　　10-5 M/yr . 2nd core Z/Z 1st core grain temperature Conversion of Kelvin-Helmholtz Contraction

28 Envelope: 103 M Core:10-2 M Infall Rate: 10-2 M/yr

29 SN Explosion of Massive Stars
Umeda & Nomoto 2002, ApJ, 565, 385

30 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

31 III. 宇宙再電離 1. Self-Shielding 2. Reionization History 3. UVB History

32 Propagation of Ionizing Front
Yoshida et al. 2003 Stars in molecular gas clouds HII regions + soft UV

33 Early Reionization Process
Ciardi, Ferrara & White 2003, MNRAS, 334, L17 z = z= z=13.7 Larson IMF (Top-heavy) Salpeter IMF

34 Self-Shielding Tajiri & MU (1998, ApJ, 502, 59) UV background:
I0=I (ν/νL)- erg s-1 cm-2 Hz-1 str-1 =1-5 Radiation transfer Ionization equilibrium

35 Spherical Top-Hat Cloud
Numerical Results (n>ncrit ; HI>0.1) Strömgren approximation Number of incident UV Number of recombination photons per second to excited states per second = Strömgren approximation underestimates the self-shielding.

36 Reionization History in Inhomogeneous Universe
Nakamoto, MU, Susa (2001, MNRAS, 321, 593) 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 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)

37 Zel’dovich approx. with ΩCDM=0.95, ΩBaryon=0.05, σ8=0.6, h=0.5
Isotropic UV: I0=I (ν/νL)-1 erg s-1 cm-2 Hz-1 str-1 N3＝1283 in (8Mpc) 3 Radiative Transfer Ionization Equilibrium

38 QSO

39 Nakamoto, MU, Susa (2001, MNRAS, 321, 593)
I21=0.1 3億年 5億年 7億年 10億年

40 Self-Shielding （自己遮蔽） Shadowing （日陰効果）
Z=9 Shadowing （日陰効果） Z=7 Z=5

41 Cosmic Reionization History and Effect of Inhomogeniety

42 Thomson Optical Depth ：I21=0.1 ：I21=10-2 ：optically thin 0.2 0.1
(Poster: Hiroi, MU, Nakamoto) 0.2 0.1 I21 > 0.1 at z >14 optical depth τe(z) 0.04 ：I21=0.1 ：I21=10-2 0.02 ：optically thin 10-2 4 8 12 16 20 z

43 Evolution of UVB Intensity
0.5±0.1 Giallongo et al. 1996 I21 te DA proximity effect Method z≈20 z>14 4<z<6 z≈4 z<4 Redshift I21 free 1 WMAP 0.5 proximity effect Ly  continuum depression 0.1 4 6 14 20 Redshift

44 IV. 銀河形成と進化 1. Formation of Subgalactic Objects
2. Formation of Normal Galaxies 3. Galactic Evolution

45 CDM Density Fluctuations
First Objects (Pop III) Mgal Mcluster CMB n=1 gg Neutral Ionized 30 1 10 Dwarf Galaxies 1+zc Galaxies Clusters 1

46 Transitions of H2 2S+1 全角運動量  electron excitation: B1u (1st excited state), C1u (2nd) 励起順位 電子の合成軌道角運動量  rovibrational transition atomic vibration: vv’ atomic rotation: JJ’  collision induced continuum emission  band description (v,v’)S(J’) e.g. (0,0)S(0) (1,0)O(3)

47 Solomon Process 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

48 Rate coefficient of Solomon process
Self-shielding (Draine & Bertordi 1996, ApJ, 468, 269)

49 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

50 UV Effects self-shielding Kitayama et al. 2001, MNRAS, 326, 1353
Dynamics: Spherical hydrodynamics UV: Radiative transfer H2 : Non-equilubrium chemistry

51 Substructure Problem Moore et al. 1999, ApJ, 524, L19 銀河団 ダークマター分布 銀河

52 Substructure Problem Cluster Halo Moore et al. 1999 Galactic Halo
Moore et al. 1999, ApJ, 524, L19 Cluster Halo Moore et al. 1999 Galactic Halo 20 times smaller than expected

53 再電離宇宙における矮小銀河形成 （Susa & MU 2004, ApJ, in press）

54

55 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 Elliptical Galaxies dissipationless GF Spiral dissipational GF

56 - Grand Challenge Cosmology Consortium-
GC3 - Grand Challenge Cosmology Consortium- Cluster Simulations on the PSC Cray T3E John Dubinski

57 TREE-SPH + Radiation Transfer + Non-equilibrium Chemistry (Susa & MU, 2002)
星形成条件 上の４つの条件を満たした流体粒子を「星」にする。

58 赤＝電離ガス 弱いＵＶ 緑＝冷却ガス 白＝星 強いＵＶ

59 超新星による銀河の化学進化 星の寿命 e.g. [Fe/Mg]は時間と共に増加する

60 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

61 Chemodynamical Evolution of 124 Elliptical Glaxies
Kobayashi, 2000

62 Chemodynamical Evolution of 150 Galaxies in CDM
Nakasato, 2002

63 Multiple Supernova Explosions in a Forming Galaxy
Mori & MU 2004 (by Earth Simulater) Box size: 40 kpc, Total mass: M Sub-galactic units: 5 x 109 M Star formation: Jeans unstable, 　Salpeter’s IMF、　　　　　Supernovae: Type II N= 512 x 512 x 512

64 宇宙再結合 Dark Age 第一世代天体 宇宙再電離 銀河形成 天体の起源 物質の起源 1030 103 15 5 ０ 赤方 偏移 時間
量子ゆらぎ 量子宇宙 10-44秒 1030 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 （宇宙背景放射ゆらぎ） 軽元素合成 （p,n,He,D,T,Be,Li） 103 50万年 宇宙再結合 Dark Age 重元素合成 超新星爆発 α元素, r-,s-過程元素, ... 第一世代天体 1億年 15 宇宙再電離 銀河形成 SNII α元素, r-,s-過程元素, ... （クェーサー，星，BH） SNIa 鉄族元素, ... 5 銀河団 太陽系 140億年 ０ 有機物 （現在） 宇宙大規模構造 生命

65 ビッグバン 星の誕生 惑星系形成 銀河の誕生 星の死 惑星 生命の誕生 NASA Origins Mission

66 Computational Observatory 数 値 天 文 台 Astronomical Observatory 観 測 天 文 学
宇 宙 の 起 源 の 解 明 ミクロとマクロの物理学の融合 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