大規模再電離シミュレーション：銀河・銀河間物質モデルの大局的電離構造への影響

NAOJ CfCA XC30

長谷川賢二 (名古屋大学)

共同研究者

石山智明(千葉大)

井上昭雄(大坂産業大)第三回銀河進化研究会 2016年6月1日-3日@東北大学

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

WMAP

第一世代天体初代星

τ=0.09,zr=10.6(Hinshaw+’13)

QSOs

PLANCK

銀河
GRBs

τ=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

GRB2LAE

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)
3の情報が必要電離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
4

“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
CreationDestruction
dni= Ci (T, nj )dt

Di (T, nj )ni2+ , (dust, metal)e-, H+, H, H-, H2, H2+, He, He+, andHe
5

“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⌫ I⌫dI⌫= S⌫d⌧⌫

I⌫ 輻射輸送方程式

化学反応率
立体角積分
全ての吸収体の足し合わせ
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)
6kion =Z Z 1I⌫⌫L h⌫⌫ d⌫d⌦これまでのあらすじ(昨年のトーク概要)
輻射輸送と化学反応・流体力学を矛盾なく解く輻射流体(RadiationHydrodynamics: RHD)計算によって、輻射フィードバックが星形成率や銀河間物質のclumping factorに与える影響を定量的に示した.

破線：電離史

5Mpc

KH, Semelin ’13 (Metalなし)

5123 particles
20Mpc

実線：SFRDz=これまでのあらすじ(昨年のトーク概要)
輻射輸送と化学反応・流体力学を矛盾なく解く輻射流体(RadiationHydrodynamics: RHD)計算によって、輻射フィードバックが星形成率や銀河間物質のclumping factorに与える影響を定量的に示した.

5Mpc

KH, Semelin ’13 (Metalなし)z=

平均 IGM clumping factorの進化

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

w/o UV feedback

ratioz=6

グリッドサイズ
Δx=0.5Mpc相当•

全バリオンガスのclumping factor Cb ⌘ h⇢b i22(ハローは抜き取り、IGM成分だけ表示)h⇢b iポイント

Clumping factorは場所ごとに値が異なり、高密度領域ほど高い値. UV
feedbackの影響で値が全体的に下がる.
9本研究
これまでの研究の問題点：
・計算Volumeが小さく(20Mpc~予想される最大HIIバブルサイズ)、宇宙の平均的な電離史を計算できない.
・Volume不足から、SKAやHSCなどの観測との比較も困難
・輻射フィードバックは重要だが100Mpc規模で高分解能の計算は不可能

解決策
RHD計算結果を解析し、大領域ポスト処理的輻射輸送計算のサブグリッドモデルとして用いる.
Feedback効果を考慮した再電離大領域シミュレーション
今回の内容：コードの試運転を兼ねて先行研究でのモデルと比較
10電離光子源(銀河)モデル
Iliev07 model: 電離光子放射率はハロー質量に比例. 電離光子脱出確率(fesc)=0.2で質量依存なし.(Iliev et al. 2007)
RHD model:シミュレーションで得られた電離光子放射率+fesc(質量依存)
周囲の電離度と質量に応じて変化 # SEDの形はRHD modelを採用@z=6

Iliev07 modelは5-10倍程度高い電離光子放射率.一方で電離領域で10^9Msun以下のハロー内の星形成が止まるという強いfesc
低質量銀河ほど高い値

feedbackを仮定. 

→ RHD modelの方が軽い銀河の寄与が大きい.

Iliev07 model:宇宙論的N体計算から導出.z=6でC~14, z=15でC~5.
feedback効果(光加熱によるsmoothing)や場所依存性は考慮しない

RHD model：RHD1+δ

xHII=0.05-1

xHII=0.005-1

Clumping factorモデル<xHII>~0.05<xHII>~0.1<xHII>~0.3

計算結果の解析から導出. local
な密度と電離のを参照して高密度かつ低電離度の場所ほど高いClumping factor
12Clumping factorを決める.

密度場とハロー分布
石山さん(千葉大)の提供
N=4096^3L=110/h Mpc ~160Mpc
最小ハロー質量~10^8Msun (40粒子)

or ~2.5×10^7Msun (10粒子)
輻射輸送計算256^3グリッド(本計算、実行中)

128^3 モデル依存性調査用(今回はこっちがメイン)

13シミュレーション手順i) N-bodyデータ読み込み: 場所ごとの密度場やハローの質量関数を読み込む(Δts = スナップショット間隔10Myr)ii) 各時刻、各場所でのN(Mhalo) and nH at t : 二つのN-body dataから内挿する. (最小再結合時間の1/30で更新)

iii) 各時刻、各場所のemisivityを計算: ΣSED(Mhalo, xHII)×N(Mhalo)iv) 輻射輸送を解く(一番頑張った部分だが詳細は割愛): HとHeの電離に関する輻射輸送をCHII(δ, xHII)を変えながら解くv) エネルギー方程式+化学反応式を解く: 電離度(H & He)とTgas (光加熱, cooling諸々, 宇宙膨張)を得る

Δtsの間は(ii)-(v)を繰り返し

Δtsを超えたら新しいデータを読み込んでまた(ii)-(v)を繰り返し
14

RHD model

z=20 -> z=5.5

Ngrid = 128^3IGMガス密度[1/cc] @z~7AGNなど考えない限り基本的には
inside-out型(高密度領域が先に電離)21cm differential brightness
temperature @z~15

中性水素割合 @z~715

パート1: 

先行研究モデルとの比較

電離史の比較

Iliev07モデルでは、電離が早いがCが上がるにつれてslow-down.初期はfeedbackが強く、RHD modelと比べてもそれほど早く電離は進まない.

17電離史の比較

Clumping factorだけIlievモデルに変えると初期は一様Cを仮定している
分進化が早いが、最後はCが大きい効果が効いて結果電離が完了しない. 

=> 一様Cはdurationを大きくする効果があり、トムソンτに影響18

電離史の比較(見た目)Iliev Clump@ z=6

RHD model @ z=6* fHI~0.1くらいの領域はレアだが存在する.(どのような領域かは今後要調査)* Clumping factor次第で、見た目でもHI分布が大きく変わる(Lyα透過率?).

* 低質量銀河が電離光子源として支配的だとバブル or HI領域というよりlowfHI 領域が広がっている? (今後定量的に調査)
19

他のモデルとの比較：電離光子脱出割合

faint galaxies + density dependent C
上の線ほど高いfesc
fescの値をを固定して計算した結果と、RHDモデルを使った計算との比較=> fescの質量依存性を無視した計算結果は、どれもRHDモデルの結果を再現しない。

681012141618 20

RHD model : fescは低質量銀河ほど高い.

=> 赤方偏移ほど低質量銀河の割合が高く平均的には高いfesc20

トムソン散乱光学的厚み Planckとの比較

Planck collaboration et al. 2016
最新のPlanckの結果は特にhigh-zでの電離史につよい制限. どちらのモデルも超過…

21光学的厚みが大きすぎる？
高分解能

@z〜8

<fHI> ~0.7

今回の計算

<fHI> ~0.4

密度依存のclumping factorを用いている為、分解能依存性が大きい

高分解能計算(モデル作成と同等の分解能)ではτは下がると期待
22

まとめ輻射feedbackを考慮した再電離コードを新たに開発し、先行研究でのモデルとの比較を行った.

✦ 放射源数~グリッド数~256^3でも現実的な時間で計算が終わる(~10 days w/ 512 cores, 128^3は10 hrs w/ 256 cores).

✦ Iliev07モデルをそのまま用いると、emissivityはかなり高く評価してしまい、Placnkの結果再現は非常に難しい.

✦ 密度依存のclumping factorは高密度領域(再電離初期phase)での電離波面進行を遅らせる為、小さなτの値を説明する為には有利.

✦ LAEとの詳細な比較に着手. (来年度の銀河進化研究会ではこの辺の話をします.)> 皆様✦ 綺麗なムービーを作るので完成したら使ってください23