初代星からの紫外線フィード
バックについて長谷川 賢二（筑波大）
collaborators
梅村 雅之（筑波大学）
須佐 元 （甲南大学）

他FIRSTプロジェクトチーム
2008年9月8日 初代星・銀河形成研究会@甲南大学

なぜPop IIIの研究を?
PopIII天体形成

宇宙初期の再電離史や重元素汚染史に寄与

PopIIIのIMFや星形成率を解明する事が重要*後の天体形成への影響*Pop III⇨Pop I/IIの遷移Pop III starの質量
zVery Massive Star >100M~(classical Pop III)H2による冷却 ⇨ T~300K

e.g., Abel, Bryan & Norman 2000;Bromm, Coppi & Larson
2001;Nakamura & Umemura 2001;Yoshida et al. 2006

zLess Massive Star ~10M~(Pop III.2)
9Enhanced H2 cooling (ビリアルshock Tvir>104K)

PopIII(.2) starはmassive(eg.,Shapiro & Kang 1987; Susa et al. 1998; Oh & Haiman 2002)
9HDによる星形成 (in強いfossil HIIregions)
UVを放射(eg.,Nkamura & Umemura 2002; Ngakura & Omukai 2005;
Grief & Bromm 2006; Yoshida, Omukai & Hernquist 2007)

電子によるH2形成の促進⇨200K以下まで冷える事が可能

D + H+
D+ + H2

D+ + H
H+ + HD

⎛ 465K ⎞n(D)n(HD)=2exp⎜⎟⎝ T ⎠n(H)n(H 2 )

HDにより100K以下まで冷える⇨~40M~
9Hyper metal-poor starとのアバンダンスパターンの比較

Yoshida et al.2007(e.g., Umeda & Nomoto 2003, Iwamoto et al. 2005)近傍での星形成に影響~25M の星がprogenitorの場合の超新星はHMPstarのアバンダンスパターを良く再現~

UV feedback
9光電離(hν>13.6ev) ⇨電離によるガスの加熱(~104K)−⇨水素分子形成の促進＋H2形成の主過程 H ＋ e- → H- ＋ γ
H- ＋ H → H2 ＋ e9光解離(11.2eV<hν<13.6ev)⇨冷却材(H2)の破壊−
Lyman-Werner (LW) band radiation

9Shock⇨密度上昇、 Blow out etc.

これらの様な過程が同時に起こるため非常に複雑Simulationによるアプローチが必要

UV feedback on the first star formation
Metal free starはmassiveであるため強いUVを放射⇨近傍での星形成に影響 星形成率に影響輻射流体過程は複雑！！

まずは、状況を簡単化し何が起こるかを見極める
先行研究輻射流体シミュレーションによるアプローチ
e.g., Ahn & Shapiro 2007; Whalen et al.
2008, Susa & Umemura 2006

Susa & Umemura 2006

Whalen et al.2008

Procedure :Susa & Umemura 2006
Susa & Umemura (2006)
三次元輻射流体シミュレーション(RSPH法)による調査

1. Mb=8.3×104M~, R=40pcの一様密度雲を用意 ⇨ 重力収縮
2. 雲の中心密度がnonのときに近傍の星を光らせる.

M*=120M~, D = 20pc,
non = 3×103cm-3
QuickTimeý Ç²
YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB★

20pc
水素分子割合QuickTimeý Ç²YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄÇ™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB

★

20pc
ガス温度

Result:Susa & Umemura 2006
解離光子のみ解離＋電離光子

解離＋電離光子 (低密度)コラプス不可能

コラプス可能

コラプス不可能ルを形成

blow out

同一halo内であっても星形成は可能!!
Shockによる水素分子のシェ

水素分子破壊電離光子はコラプスの阻害を緩和する効果がある

本研究の目的
１.放射源星の質量によるfeedbackの変化
Susa & Umemura (2006)(& その他の先行研究でも）M*=120M~のみの計算本研究でやった事
120M~, 80M~, 40M~, 25M~
(Schaerer 2002)

様々な研究がless massive starの存在を示唆
２.近傍ガス塊初期温度に対する UV feedback依存性

本研究でやった事

環境によっては冷える事ができる温度は異なる

初期温度Ti=100K, 350K

３.近傍ガス塊質量に対するUV feedback依存性
ガス塊の質量も色々あるはず*三次元計算では依存性未調査

本研究でやった事

質量Mb=8.3×104M~, 1.6×105M~, 3.3×105M~

星質量を変えたなら星質量がより小さい場合⇨ 星の有効温度は低くなる
電離光子(13.6ev以上）の解離光子(11.2~13.6eV)に対する割合は減少

電離光子の効果（水素分子シェルを形成する効果）が薄くなる.

Susa & Umemura 2006での電離光子による解離光子の負のfeedback緩和効果は現れるのか？

基礎方程式
計算コード三次元Radiation-SPHコード(based on Susa 2006)
FIRST@筑波大を使用.

Gas dynamicsdρ= −ρ∇ ⋅ v
dt
1d 2r
=−
∇ P − ∇ φ + f rad2dt
ρPΓ−Λdu= ∇ ⋅v +dt
ρρk B ρ bT
P = ( γ − 1) ρ u =μm p

Radiative transfer of UV photons∞av Iv
光電離率： kion = ∫ dv ∫ dΩhvvL∞(hv − hv L )av Iv
光加熱率： Γion = ∫ dv ∫ dΩhvvL
H2解離係数 : kH2dis=1.13×108FLW0 fsh[s-1 ]
fsh=min[1,(NH2/1014)-0.75]k・非平衡化学反応 ⇒分子種のabundance、冷却率の決定
e, p, H, H2, H2+, H-

Procedure
三次元輻射流体シミュレーショ 1. Mb=8.3×104M~, R=40pcの一様密度雲を用意 ⇨ 重力収縮ン(RSPH法)による調査
2. 雲の中心密度がnonのときにParameters:近傍の星を光らせる.
星質量 M*, 距離D、密度non
電離光子による解離feedback緩和の効果を見たい⇨LW輻射のみ、LW+ion でsimulation

Tini=100K
nonM*=120M~, 80M~,40M~, 25M~

距離 D

結果 80M~の場合

結果 80M~の場合
点線

実線

解離光子&電離光子
解離光子のみM*=80M~, D=40pc, non = 103cm-3
密度時間進化

水素分子シェルの形成⇨NH2は増加電離光子あり：密度上昇
電離光子なし：hydrostatic core

結果 25M~の場合

結果 25M~の場合
点線

実線

解離光子&電離光子
解離光子のみM*=25M~, D=14pc, non = 103cm-3
密度時間進化
コア中心での解離フラックスは先ほどと同じ

水素分子割合は先ほどより~２桁小⇨NH2に大きな違いは無し

電離光子あり：hydrostatic core
電離光子なし：hydrostatic coreAnalytic estimation :photo-dissociation
z解離効果が優勢の場合 (Susa2007)
光解離のタイムスケールtdis

t dis = 1/k dis =t ff =自由落下タイ
ムスケールtffv.s1−2

1.13 ×10 FLW0 f sh (N H2 /10 cm )83π32Gρ

14s

FLW0:shieldなしのフラックス
fsh(x)=x-3/4 x>1

Shielding function (Draine & Bertoldi 1996)

解離によってコラプスが阻害される臨界距離−7 /16−3 / 4⎛⎞⎛⎞⎛⎞
LLwn coreTDcr,d = 124pc⎜ 24⎜⎟−1 ⎟ ⎜
3−3 ⎟⎝10 erg s ⎠ ⎝10 cm ⎠ ⎝ 600K ⎠1/ 2

Susa (2007)で未確認

Free-fall time
Etc.

コア半径、水素分子形成率
Etc.

Summary of runs (Ti=100K)○LWだけでもコラプス, △LW+ionでコラプス、×コラプス不可能

力学進化の効果

H2による遮蔽の効
果は、低質量星ほど弱くなるDynamical Effect
M*=80M~, D=40pc, non = 103cm-3水素分子の平衡値(Susa 2007改)⎛⎞ 4 ⎛ n ⎞ 7 / 2 ⎛ T ⎞15 / 2Flwy H 2 = 2.33 ×10 ⎜⎟ ⎜ 4 −3 ⎟ ⎜ 3 ⎟−172×10cgs⎝⎠ ⎝10 cm ⎠ ⎝10 K ⎠−5

Λ H2 ∝ n 2 y H2T 4 , n << 10 4 cm−3

断熱進化

Λ H2 ∝ ny H2T 4.7 , n >> 10 4 cm−3

最終的にtff<tdisを満たす

UV

Adiabatic phaseで
yH2∝T12.75

ガス雲の温度を変えたなら三次元輻射流体シミュレーショ 1. Mb=8.3×104M~, R=40pcの一様密度雲を用意 ⇨ 重力収縮ン(RSPH法)による調査
2. 雲の中心密度がnonのときにParameters:近傍の星を光らせる.
星質量 M*, 距離D、密度non
Tini=100K
nonM*=120M~, 80M~,40M~, 25M~

距離 D

Tini=350K

進化の初期温度依存性
UV feedback無しのときの進化

高温ほど水素分子形成が早い⇨初期温度が高いほど最終的には低温⇨初期温度が高いほど解離⎛feedbackを受けやすい
Dcr,d = 124pc⎜
Susa 2007; Susa & Umemura
2008 in prep.

⎞1/ 2 ⎛ n core ⎞−7 /16⎛ T ⎞−3 / 4LLw⎜⎟
24−1 ⎟ ⎜3−3 ⎟⎝10 erg s ⎠ ⎝10 cm ⎠ ⎝ 600K ⎠Summary of runs (Ti=350K)○LWだけでもコラプス, △LW+ionでコラプス、×コラプス不可能

Ti=100Kと比べてz臨界距離は大きい
z遮蔽効果は小さい
z臨界質量は同じ

なぜH2 shellの効果が薄いか？

Ti=350Kではコア半径が小さいため遮蔽効果が小さい

ガス質量を変えたなら三次元輻射流体シミュレーショ 1. Mb, 一様密度雲(14cm-3)を用意 ⇨ 重力収縮ン(RSPH法)による調査
2. 雲の中心密度がnonのときにParameters:近傍の星を光らせる.
雲質量Mb, 距離D
Tini=350K
non=103cm-3

ガス質量Mb

M*=120M~
距離 D=8.3×104M~, 1.6×105M~,
3.3×105M~

Cloud進化の初期質量依存性

臨界距離
analytic simulation~190pc~180pc~150pc~130pc

~60pc
~10pc
なぜ？？？

Cloud進化の初期質量依存性
Mcloud = 3.32×105M~ , D =10pc,
Ti =350K, non = 103cm-3大質量である為、高温まで断熱収縮可能

断熱phaseでの水素分子形成⇨最終的に冷却可能

Dynamical effectがかなり重要に効いてくる為、大質量雲では解離feedbackによって星形成は阻害されにくい.

Summary★PopIII starが近傍高密度雲に与える輻射性フィードバックを調査.
9星質量依存性

Nion/NLWが小さくなる効果

z低質量ほどH2shellによる遮蔽効果は小さくなる⇨25-40M~以下の場合解離フラックスでコラプスの可否が決まる

9雲初期温度依存性
z初期温度が高いほど臨界距離は大きい
zH２ shellによる遮蔽効果は弱い

温度が低い(コア半径が小さい、水素分子形成遅い)

9雲質量依存性
Dynamical effectz臨界距離はかなり強く依存.
（今回の設定では) >3×105M~では10pc以下

星質量による放射スペクトルの違い
LLW[erg/s] Nion [s-1] NLw/Nion
5.34*1023
3.05*1023
1.17*1023
3.94*1022

1.069*1050
5.938*1049
1.873*1059
5.446*1048

11.03
1.351.50