宇宙再電離期における紫外線フィード
バックの銀河・銀河間物質への影響
長谷川賢二 (名古屋大学)
NAOJ CfCA XC30

共同研究者

石山智明(千葉大)、井上昭雄(大坂産業大)鈴木裕行(筑波大)、梅村雅之(筑波大)、Benoit Semelin (パリ天文台)
他 SKA-JP EoRサイエンスワーキンググループ

第二回銀河進化研究会 2015年6月3日-5日@名古屋大学

もくじ•Introduction

•

本研究•

•

目的

•

手法

•

結果

•

まとめ

進行中 & 今後の研究•

将来観測との比較に向けて2

Reionization
様々な観測から制限がついている
Almost ionized @z<6 (Fan+’06)

WMAP

τ=0.09,zr=10.6(Hinshaw+’13)

第一世代天体QSOs

初代星

PLANCK銀河GRBsτ=0.078,zr=9.9(Planck 2015)

38万年
1億年
fHI<0.6@z=6.3(Totani +’06)
From B. Semelinʼs slide

GRB

3

LAE

10億年fHI<0.2@z=6.6(Ouchi+’10)

Photon Budget
既にz>6で多くの銀河が観測されており、これらが電離光子源として有力(これだけで決まりということもない)
Ionizing photon emissivity vs. recombination rate (Madau+99’)
Ṅion > ↵B (T )hne nHII i ⇡ ↵B (T )hn2HII i = ↵B (T )hnHII i2 CHII
αB再結合係数

Clumpingfactor

再電離史を調べる為には、
1) 銀河間物質(Intergalactic medium: IGM) clumping factor
2) 電離光子源(銀河)の個数密度3) 光子源当たりの放射される電離光子数(星形成率
光子がIGMへ抜け出す割合:escape fraction=fesc)
4の情報が必要

電離High-z galaxies
Integrated UV光度関数@z~5-8z=6z=5(Robertson+’13)観測される銀河のnumber

z=7

fesc=0.2, CHII=3を仮定

z=7

Escape fraction, faintな銀河の数等の観測できていな

z=8z=8い部分の不定性が大きい。

5明るい

暗い

INVISIBLE

離が可能かどうかを調べる.

INVISIBLE

countからどの時期で再電UV feedback
天体形成・IGMの熱・化学・力学進化を考える上で重要な効果
光電離: 電離されたガスはおよそ104Kまで加熱(電離に使われた残りのエネルギーは電子の運動エネルギーへ)>13.6 eV光子 (HeI, HeIIは 24.5eV, 54.4eV)− ビリアル温度104K以下の天体は、形成が強く阻害される(Jeansfiltering). 再電離期では、ハロー質量~108-9Msunに対応＋ 電離が増えること自体は、水素分子形成を促進する。(H- 過程)

光解離(水素分子):水素分子の破壊
11.2eV-13.6eV Lyman-Werner (LW) Band radiationで分子解離− 重元素がない(or非常に少ない)環境下では、水素分子以外に低温まで冷やす輻射冷却過程がない(原子だけでは~104Kまでしか冷えない)。=> 星形成の阻害
6銀河とIGMへのUV feedback
中性ガスの電離 => 加熱(T~104K) => ガスの分布へ影響
IGMへの影響

銀河への影響電離加熱(一様加熱モデル)

Umemura, KH+ ‘12: ガなし

スの流出・高密度領域の破壊

UVあり

あり

=> 星形成率減少・電離光子脱出確率の上昇

UV光度関数
Pawlik+ ’09：加熱によってIGMの細UVなし

かい構造がならされる

Finlator+ ’13: 暗=> z~6で平均のClumping factor

い銀河の個数減少
7は10-> 3に減少

UV feedback on Key Quantities★ Clumping factor CHII
N体計算だとz=6でC~10であるが、光加熱効果を考慮するこの値より小さくなる. 再電離史に敏感であると予想され、電離史と矛盾しないように計算する必要がある。
★ 銀河あたりのIGMへの電離光子放射率(SFR × fescに比例)e.g., Umemura, KH+ ‘12★ 銀河の数密度

Internal Feedback Wise & Cen ‘09

再電離期には、Externalな輻射(UVB)とInternalな輻射(星からの輻射)のfeedbackがあり両方を同時に考える必要がある.

UV feedbackとガスの運動を矛盾なく解く「輻射流体力学計算」が必要
8External Feedback Susa &Umemura ‘04

本研究輻射流体計算(Radiation Hydrodynamics: RHD)によって銀河を分解しつつIGMの電離過程を計算する事で再電離史と銀河形成史の統一的な理解を目指す。
銀河を分解しつつ、大局的な電離構造も解く
特に•UV feebackが銀河形成史・再電離史にどの程度影響を与えるか?

•結果として、どの時期に何故再電離が起こるのか?

を調べる
9

“START”
SPH with Tree-based Accelerated Radiative Transfer (KH & Umemura 2010)• Hydrodynamics(+ Dark Matter Dynamics)
SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics) Lagrange的手法

N-body

輻射輸送を解くことで求める(次のページ)chemistry• Non-equilibrium
Creation
Destructiondni= Ci (T, nj )dt

Di (T, nj )ni

2+ , (dust, metal)e-, H+, H, H-, H2, H2+, He, He+, andHe
10

“START”• Radiative Transfer of UV photons•

主に電離、解離光子の輸送(加熱~104K, 水素分子=ガス冷却剤の破壊)•

SPH粒子をそのままRTグリッドとして用いる事で高密度領域を分解可能
emissivity

1 @I⌫+ rI⌫ = ⌘c @t

I⌫opacity近似1: 流体,光源の変化のタイムスケールはlight crossing timeより充分長い(時間微分項を落とす)#高赤方偏移で伝播する平均自由行程が短いUVでは良い近似

11輻射輸送方程式

“START”• Radiative Transfer of UV photons•

主に電離、解離光子の輸送(加熱~104K, 水素分子=ガス冷却剤の破壊)•

SPH粒子をそのままRTグリッドとして用いる事で高密度領域を分解可能
Source functiondI⌫= ⌘⌫ds⌫ I⌫dI⌫= S⌫d⌧⌫

I⌫ 輻射輸送方程式

立体角積分
近似2: ガスからの放射(今回の場合は、基底状態への再結合による放射)はその場で吸収さ全ての吸収体の足し合わせ

化学反応率
光加熱率

(今回の計算では、H, He,e.g.,ダスト)れる(On the spot 近似)
12kion =Z Z 1⌫LI⌫h⌫⌫ d⌫d⌦Setup水素分子 or Metalが必要• Lambda CDM Cosmology (WMAP 9yr)
• 粒子数(Volume): 2×2563粒子(5Mpc)3, 2×5123粒子(20Mpc)3• mSPH ~104Msun, and ~105Msun (大雑把にz>6で観測される最も暗い銀河の1/100-1/1000くらいの質量の銀河を100粒子で分解), sub ckpcくらい構造を分解• Star Formation recipei) nth > 0.1cm-3dgii) T < 5000K=Cdttdyniii) div(v) < 0• Feedback processes
Age-dependent SED, SN rate (population synthesisを解いておく)*HI, HeI, HeII 光電離 と H2, H-, H2+ 光解離*SN feedback 1051erg/SN*Metal & Dust enrichment13重元素 & ダストの効果* Metal cooling (Mapping III)-> 星形成率の上昇↑* Dust (0.1micron)  dust = 0.01 gas Z/Z
UV吸収->星形成率↑ & 電離光子脱出率↓

Drain & Lee (1984)のテーブル (Size-,and frequency-dependent opacity) を用いる

ダスト表面でのH2形成-> 星形成率↑
ダストの温度決定: 輻射平衡(吸収と放射の釣り合い)を仮定
Thermalradiationfrom grains

Opt. thin

B (Tdust )4 a2d Q(ad , )d=4 J

a2d Q(ad , )d +heating by stellar Radiation

4 B (TCMB ) a2d Q(ad , )14輻射輸送heating by CMB5Mpc

KH, Semelin ’13 (Metalなし)

Ionized Fraction

w/ Radiative Feedbackz=

w/o Radiative Feedback

z=15

A galaxy @z=6
Umemura, KH+ ‘12

結果：Globalな電離・星形
成率密度の赤方偏移進化

16Cosmic SFRD and Reionization History⚫ UV feedbackは星形

破線：電離史

成率を1/5程度まで下げ
3〜1/5512 particles
20Mpc

実線：SFRD17る(黒線と青線の比較).

Cosmic SFR and Reionization history⚫ UV feedbackは星形

破線：電離史成率を1/5程度まで下げ
3〜 2-3512 particles
20Mpc

る(黒線と青線の比較).
⚫ 重元素汚染効果(重元素冷却、ダストでの水素分子形成)はUV negative実線：SFRDfeedbackを和らげる(青線と赤線の比較).

18

Cosmic SFR and Reionization history⚫ UV feedbackは星形

破線：電離史

成率を1/5程度まで下げ〜 2-3
実線：SFRD5123 particles
20Mpc

る(黒線と青線の比較).
⚫ 重元素汚染効果(重元素冷却、ダストでの水素分子形成)はUV negative
feedbackを和らげる(青線と赤線の比較).

★ 今回のシミュレーションでは、z~6でほぼ完全電離.

★ 重元素汚染効果でSFRが上昇する為、再電離進行が若干早まるが、dustの吸収も(若干)効く事で電離史への影響はそれほど大きくない。
19

結果：IGMへのUV feedback

20

IGM clumping factorへのUVの影響: Globalな進化
Smoothing by UVfeedback
IGM:overdensity < 100

fHI<0.5 ionized region✓Total IGM clumping factor : 再電離史に非常に敏感✓HII IGM clumping factor : 再電離期にCHII~2-4

UV feedbackを考慮しない輻射輸送計算と比べて、少ない
21
電離光子数で宇宙を電離状態に維持できる.

IGM Clumping factorへのUVの影響: 空間分布
w/ UV feedback

w/o UV feedback

ratio

z=6

グリッドサイズ
Δx=0.3Mpc~1ʼ弱相当h⇢b i
全バリオンガスのclumping factor Cb ⌘ h⇢i22b(ハローは抜き取り、IGM成分だけ表示)

ポイント

•

光加熱の効果でclumping factorは~1/3に下がる。平均値は先行研究とほぼ同等。

•

しばしば空間的に一様なclumping factorが仮定されるが, 実際は、空間的に非一様である。

22

Clumping factorと密度の関係

ρ/<ρ>

ρ/<ρ>

ρ/<ρ>Clumping factorはlocalな密度と良い相関.

=> localな密度の関数としてモデル化が可能

Feedbackを考慮しても、Globalな平均値を用いると高密度(低密度)領域でのHII領域サイズを過大(過小)評価23

結果：星形成率(M)とUV光度関数24

銀河の星形成率@z=6-8

低質量側でUV
feedbackが顕著だが、ある程度星は作れる.
=自己遮蔽効果25

Lyα光度関数
fe,α= 0.2 is assumed. (Lyα Radiative Transferは解いていない)
No IMG extinction.

もしfe,の赤方偏移進化がないのであれば、我々のモデルは実線：シミュレーション

破線：観測z~7.3でLAEをoverproductする。
しかし、シミュレーションでは、<xHII>~0.3@z=7.3.
なので、IGMによる減光を考慮z=5.7z=7.3

することで観測と一致する可能性はある.
=> Lyα RT & IGM減光を考慮したモデルを構築中.
26

結果：
電離光子脱出割合&
どの質量の銀河が電離光子供給源として重要か?

27

電離光子源として支配的なのはどの銀河か?
Intrinsic total emissivity (星が元来放射した電離光子)

Low-mass: UV feedbackで下がる

High-mass: 銀河の個数とSFRの質量依存性が相殺する.

z=6Feedback

実線

点線

5Mpc

20Mpc
28

電離光子源として支配的なのはどの銀河か?
電離光子脱出確率を考慮したEmissivity

Escape Fractionの質量依存性と合わせると109Msun(現在の観測限界より一桁程度くらい銀河)くらいの銀河が再電離にとって最も重要である事が分かる.

z=6~1%
赤/黒= fesc
青線はダス<fesc>~10%

ト吸収を無視した場合

実線

点線

5Mpc

20Mpc
29

電離光子源として支配的なのはどの銀河か?
Emissivity w/ fesc@ z=6-8

Galaxies with 108-9Msun are responsible for reionization
z=6-8では常に109Msunの銀河が電離光子源を担う

30

Photon Budget : 電離光子数と再結合数の比較

シミュレーションでは、z~6で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII

@z=631

Photon Budget : 電離光子数と再結合数の比較

シミュレーションでは、z~6で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII

@z=732

Photon Budget : 電離光子数と再結合数の比較

シミュレーションでは、z~6で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII

@z=833

Optical Depth WMAP & Planck
Planckの結果であれば、銀河だけのモデルでも矛盾はしない.
見方を変えると、higher zで初Planck代星の寄与が強すぎるとPLANCKの結果と矛盾する可能性がある.
より高赤方偏移での天体形成でもfeedback過程をきちんと理解することが重要.

KH+ʼ1334

まとめ輻射流体計算によって、宇宙の銀河(内の星)形成史、再電離史、銀河間物質の進化を整合的に解いた✦ UV feedback は星形成率(↓)、電離光子脱出割合、IGM
clumping factor(↓)等に影響を与える.

✦ 結果得られるUV光度関数は、明るい部分で観測とほぼ一致し暗い側では、DMハロ­の質量関数とは異なりshallowなslopeを予言する.

✦ 低質量(108-9Msun)銀河は、星形成率は低いがfescが高く、数も多い為、再電離に支配的な働きをしている事を示唆.
35

Ongoing Work: 将来観測との比較へ向けて
SKAなどはEoRでの視野数100Mpcに相当し、観測との統計的比較の為にはより広い計算領域のシミュレーションが必要.
# そもそも20Mpcだと典型的な電離史は計算できない

輻射流体計算は計算量が膨大で実現困難
解決策：feedback (on Galaxies and IGM)をモデル化し、計算コストを削減した計算を行う.
•ポスト処理的輻射輸送計算

完成したコードはコンタク•

準数値的(電離計算を簡略化)計算トがあれば提供予定:

コードの作成w/ SKA EoR SWG

数値計算経験が浅い若手も再電離研究へ参入しやすく

SKAなどの将来観測計画へ向けた研究
36

SKAによるEoR 21cm観測にむけてTb ⇡ 28xHI (1 + )✓1+z10◆ 12Ts

TCMB[mK]
Tsw/ WMAP-9

SKA2: 振動数ごとの21cm強度マップ(Tomography)=各赤方偏移ごとの中性水素分布
再電離史はこれまでより直接的にわかる！
Z=10

ポスト処理的輻
射輸送計算によ

Z=9Z=8	
Z=7る予備的計算結
z=6
果の一例

20%comoving%Mpc
3721cmdifferential
brightness
temperatureδTb[mK]%HSCによるLAE観測との比較
LAE

Lyα輻射輸送によるLAEモデリング

LAE

emerging spectrum of static homogeneous sphere test
0.025

鈴木裕行さん(筑波tau=1045
tau=106
tau=107
tau=10emerging spectrum

0.02大)によるテスト計

0.015

0.01

0.005

0-100-50050

100算。銀河を使った計算を実行中。

xLAE

•

大局的電離構造計算
RT(長谷川)+大規模N体(石山さん)•

IGMでのLyα減光モデリング井上昭雄さん(大産大)石山先生によるN体データ提供

3821cmマップ(Ts=Tk)
fesc=0.2

fesc(M)

質量依存性なし

from RHD

δTb[mK]

右: 満遍なく分布する程質量銀河がより明るいため、δTb<0の領域を減らし若干21cm分布の勾配がゆるくする。
39