ライマンアルファ・ブロッブの電離光子脱出確率と赤外線的性質○矢島 秀伸（筑波大）
梅村 雅之（筑波大）、森 正夫（筑波大）
中本 泰史（東工大）

目次●背景・宇宙再電離について
・電離光子脱出確率について●モデル●原始銀河（ＬＡＥ，ＬＢＧ）に対する電離光子脱出確率●Relative escape fractionとの関係●まとめ１●diffuse photon transferの効果●重元素汚染史と赤外線放射量の関係、その空間分布●まとめ２背景：宇宙再電離
宇宙再電離：天体から放射される紫外線輻射により銀河間物質が電離する現象

謎：いつ？どのように？何によって？
（PopIII,PopII,QSO,BH・・・）

背景：電離光子の脱出確率
脱出確率

・・・ 銀河内の星から放射された、水素に対する電離光子の内、銀河の外に脱出する割合
脱出光子
銀河間ガスの電離→宇宙再電離へ、、電離領域

銀河から漏れ出した電離光子は紫外線
背景輻射強度を左右し、宇宙再電離や天体形成とも密接に関係している

先行研究（観測）z～3の銀河に対する観測例(Steidel et al. 2001)

f esc ~ 60%(Giallongo et al. 2002)

f esc ≤ 5%

(Inoue et al. 2005)

f esc ≤ 38%(Shapley et al. 2006)

f esc ~ 14%(Iwata et al. 2008)

f esc ≥ 15%

高赤方偏移（ｚ～３）の銀河に対して、脱出確率の典型的な値はよく分かっていないz>4以上の銀河に対してはIGMによる吸収により脱出確率の観測は困難→理論的アプローチが重要

先行研究（理論）
Gnedin et al. 2008
AMRによる銀河形成
３次元輻射輸送
ダストの減光を考慮

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結果→ f esc ≤ 3%
大半の星はcold gas diskに埋まっておりそこからの輻射は抜け出せない。Diskの外に分布しているわずかな星の輻射のみが脱出できる。またダストの効果はほとんどない。

活発な星形成をしている、irregularな銀河ではどうだろうか？

Model galaxy（Mori&Umemura2006）
IMF:Salpeter IMF

z=7.0

z=5.8

z=5.0

z=3.7

計算モデルと基礎方程式
輻射輸送方程式dIν
= −αabsIν + εν
dsIν :

輻射強度

α abs :

吸収係数

εν :

放射係数

電離平衡の式
計算メッシュ：１２８３
計算BOXより出た光子を脱出光子とみなす

0 = Γ γ ⋅ n HI + Γ C ⋅ n e ⋅ n HI − α rec ⋅ n e ⋅ n HII●スキーム：ART法●on-the-spot 近似使用
●ソースとしては10^7年以下の若い星団だけを考慮

Γγ :

光電離率、n HI :α rec :

水素の再結合係数、n e :中性水素の数密度
電子の数密度●星団のスペクトル
Salpeter IMFでの合成スペ
クトル（年齢、重元素量により異なる）

Dust modelDensity : 3g/cm

3Size : 0.1μm ~ 1.0μm−3.5Distribution function : n dust (ad ) ∝ a
Q − value：Q (λ ) = 1Z
mdust = f dustmHZ sun
Optical depth of interstellar dustsdτ d (λ ) = Q(λ ) ⋅ 4πa ⋅ nd ⋅ ds2d

Ionization Structurez=7.0z=5.8

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Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅBQuickTimeý Ç²TIFFÅiîÒà èkÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅBz=5.0z=3.7QuickTimeý Ç²TIFFÅiîÒà èkÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄÇ™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB

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Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB-8-40log10XHI

Escape fraction
Dust-sublimated case
(100万度以上の場所はダストが消失する)

ダスト無し

ダストあり

観測による脱出確率の見積もり
シミュレーションによる脱出確率の見積もり

脱出した全電離光子数
f esc =
銀河内で放射されている全電離光子数観測による脱出確率の見積もり（Relative escape fraction）=3(Steidel et al.2001, etc)

⎛ L1500⎞⎜⎟L
900 ⎠ int
⎝IGM
f esc,rel =exp τ 900⎞⎛ F1500⎜⎟
F900 ⎠ obs⎝()

Relative Escape fraction

fesc,rel⎛ L1500 ⎞⎜⎟≡3⎝ L900 ⎠fesc,relProbability function of escape fraction
z=7.0
5.8
5.0
3.7
pesc ( f esc ) ≡f esc,relN ( f esc ~ f esc + df esc )
Nθ Nφ

まとめ１
●LAEs,LBGsの電離光子脱出確率は１５％〜４０％を示した。
→理論先行研究に比べ非常に高い値。
（活発な星形成→超新星爆発による星間ガスの高温化→銀河内の高度な電離化→高い脱出確率）●ダストによる減光によって電離光子脱出確率は２分の１程度減少する。（Gnedin et al.2008ではダストは脱出確率に影響を与えなかった。）●ダストによる減光を考慮しない事、方向による脱出確率の違い、intrinsicなSEDの不確定性によりrelative escape fraciton
は実際の脱出確率よりも非常に大きな値を示す可能性がある。

イントロ②銀河内で吸収された電離光子はどこでどのようにダストに吸収されているか？
近年LABなどに対してsub-mm観測が行われてきている。
（Geach et al. 2005）

Matsuda et al. 2007
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SSA22領域のLAB1を高分解能観測→Detectionなし

目的２
重元素汚染の割合
Z／Zsun0.8●どれぐらいの輻射エネルギーがダストに吸収されるか？重元素汚染との関係は？
●赤外線の空間分布はどのようになっているか？

0.4●diffuse photonの輸送も解く

0.0

赤方偏移
・再結合放射（free→1s）
・free-free放射

星間ダスト

赤外線放射

Intrinsicな光度1045
totalluminosity(erg/s)

再結合放射

1044

星からの輻射1043
Free-free放射1042

赤方偏移手法（輻射輸送）
ART法ー①型（点光源用）星からの直接光の伝播を計算
dIν
= −αabsIν + ενds（輻射輸送方程式）

方向メッシュ数→N2→1282本

ART法ー②型（散乱光用）

星間ガスから放射されるdiffuse
photonの伝播を計算(Iliev et al. 2006)

ダストに吸収されたエネルギー
1044

エネルギー(erg/s)

Totalの吸収量星からの輻射1043
再結合放射Free-free放射

1042

赤方偏移

赤外線の空間分布図
z=7.0z=5.8

F(erg/cm^2/s)

z=3.7z=5.0

ダストに吸収されるエネルギーの割合
1.0
Free-free放射

割合星からの輻射

0.1

再結合放射

0.01

赤方偏移

各輻射の脱出確率

fesc

星からの輻射Free-free放射

再結合放射

赤方偏移

散乱光を考慮したrelative escape fraction⎛⎞⎜ L1500⎟
L900 ⎠ int⎝
f esc,rel =⎛ F1500⎞⎜⎟
F900 ⎠ obs
⎝

1.2
1.0

fesc,relfesc,fesc,rel

0.8

fesc,rel(CaseB)

0.60.4fesc

0.20.0

赤方偏移

まとめ２●ダストに吸収される輻射のエネルギーは銀河内全体の重元素汚染史に依存していない。
●赤外線の空間分布は星形成領域を主にトレースしLAEフェイズではdiffuseに広がっており、LBGフェイズでは中心に密な構造を示す。
●再結合放射による電離光子の一部が銀河内から脱出する効果によってrelative escape fractionは非常に大きくなる。

luminosity(erg/s)

ライマンアルファのintrinsicな光度

total
recombination

衝突励起→脱励起

赤方偏移

各質量の進化

質量(/Msun/s)

バリオンガス

全ての星若い星ダスト

赤方偏移

質量(/Msun/s)

ダスト質量の進化

赤方偏移

質量(/Msun/s)星質量の進化

全ての星若い星(<10^7year)

赤方偏移重元素汚染の割合

割合

密度の２乗の重み

密度の重み

赤方偏移

luminosity(erg/s)星のtotal luminosityの進化

赤方偏移luminosity(erg/angs/s)

F1500,F900の進化

F1500
F900

赤方偏移

F1500/F900の進化

F1500/F900(F1500/F900)esc(F1500/F900)int

赤方偏移

冷却関数
Thoul&Weinberg(1996)
QuickTimeý Ç²TIFFÅiîÒà èkÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅBQuickTimeý Ç²TIFFÅiîÒà èkÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB

Thoul&Weinberg(1995)

Authentic Radiative Transfer
Method (ART法)
特徴：流体メッシュとは独立に輻射メッシュを考え、流体メッシュ上の輻射場は近くの輻射メッシュの情報から補間する
利点：long法に比べ計算量が軽い、数値拡散が起きない
難点：アルゴリズムが少々複雑

計算量~ N path × N X NY N Z × Nθ Nϕ~ N path × ( N X NY N Z ÷ N )× Nθ Nϕ~N5