宇宙初期の超新星爆発時におけるダストの供給
野沢 貴也
北海道大学 大学院理学研究院 宇宙理学専攻
小笹 隆司、羽部 朝男（北大）、Eli Dwek（NASA）
梅田 秀之（東大）、冨永 望（NAOJ）
前田 啓一（IPMU）、野本 憲一（東大/IPMU）

Contents
1. Introduction
2. Dust formation in the ejecta of Pop III SNe(Nozawa et al. 2003, ApJ, 598, 785)

3. Dust evolution in Pop III SN remnants(Nozawa et al. 2007, ApJ, 666, 955)

4. Discussion－ Influence of dust on the elemental composition of thesecond-generation stars－ Extinction curve in the early universe

1. Introduction

1-1. Cosmic dust
○ ダスト ： 宇宙空間中に存在する固体微粒子

銀河系のダスト: graphiteとsilicate grainsn(a) = f(a)da = a-3.5 da (0.001~1 μm)
Mdust / Mgas ~ 1 / 140
・ 星からの光（紫外・可視光）を吸収し、得たエネルギーを熱放射として（赤外線で）放出する

・ ダストの形成場所
豊富な重元素、低温（T＜~2000 K）、高密度（n ＞108 cm-3）－ AGB星のmass-loss wind中－ 重力崩壊型超新星爆発時に放出されるガス中－ 新星、赤色巨星、原始太陽系星雲、分子雲 …

1-2. Dust in the early universe○ 高赤方偏移のダストの観測
MW・ z ＞ 6 (＜ 1 Gyr) の宇宙初期にも大量（＞108 M☉）のダストを確認(Bertoldi et al. 2003; Robson et al. 2004; Beelen et al. 2006)
・ 宇宙初期のダストの性質は、銀河系やその近傍のものとは異なっている？

QSO SDSS1048+46 at z=6.2

QSO SDSS J1148+52 at z=6.4(Robson et al. 2004)(Maiolino et al. 2004)

1-3. Role of dust in the early universe○ 宇宙初期のダストの役割

・ 観測からSFRやIMFを推定する際に大きな影響を及ぼす・ 星や銀河の形成・進化史に重要な役割を果たす－ 星間空間中のエネルギーバランスを制御－ ダストの表面上での（水素）分子の形成－ metal-poorな環境で低質量星の形成を促進

Population III stars : ＞100 M☉
Population II stars : ~ 1 M☉
critical metallicity Zcrit
Zcrit = 10-4 -10-3 Z☉ for fdep = 0Zcrit = 10-6 -10-4 Z☉ for fdep = 0.2(fdep = Mdust / Mmetal ; depletion factor)(Schneider et al. 2006)

1-4. Motivation
ダストによる光の吸収・熱輻射の効率は、星間空間中に存在するダストの種類やサイズ、存在量に大きく依存する
宇宙初期における星や銀河の進化を考察するには、宇宙初期のダストの性質を明らかにすることが必要不可欠！
○ 宇宙初期のダストの供給源
・ Type II SNe (SNe II)；Mpr=8-40 M☉・ pair-instability SNe (PISNe)；Mpr=140-260 M☉(Heger et al. 2003)

1-5. Aim of our study
・ 宇宙初期のダストの主要な形成場所は、大質量星の進化の結果として起こる超新星爆発時に放出されるejecta中・ 超新星爆発時に形成されたダストは、星間空間中に放出される際、ejecta中を伝搬するreverse shockにより破壊される
ダストの破壊効率はダストの種類やサイズに依存する↓

ダストの形成と破壊の素過程を整合的に取り扱い、宇宙初期の超新星爆発時に星間空間中に供給されるダストの種類やサイズ、量を明らかにする
本計算は超新星残骸（SNR）の観測の比較から超新星爆発時でのダストの形成とSNR中のダストの物理進化過程を明らかにする上でも重要

2. Dust formation in the ejecta ofPopulation III supernovae

2-1. Dust formation in the ejecta of SNe
at ~1 days
He-coreH-envelope
NS or BH
He–layer (C>O)
O–Ne-Mg layer
Dust formation
Si–Slayer
at ~1-3years
after explosion
Fe–Nilayer

2-2-1. Calculations of dust formation○ ダスト形成理論 (Kozasa & Hasegawa 1987)
凝縮時の化学反応を考慮した、核形成・成長理論
・ key species
反応する原子（分子）のうち最も衝突頻度がちいさいものガスの元素組成
ガスの温度・密度の時間進化↓形成するダストのサイズや量を決定

2-2-2. Calculations of dust formation
Steady-state nucleation rate
2Supersaturation ratio

2-2-3. Calculations of dust formation
Equation of conservation for key species

Equation of grain growth2-2-4. Calculations of dust formation○ Pop III SNe のモデル (Umeda & Nomoto 2002)－ SNe II ： Mpr = 13, 20, 25, 30 M☉－ PISNe ： Mpr = 150, 170, 200 M☉○ He-core中の元素組成－ 元素の混合が起こっていない場合 (unmixed case)－ He-core中で均一に混合させた場合 (mixed case)○ CO，SiO分子の形成－ C/O＜1 ➔ すべてのCがCOに－ C/O＞1 ➔ すべてのOがCOに－ Si/O＜1 ➔ すべてのSiがSiOに

at 600 days

2-3. Dust formation in the unmixed ejecta

・ He-core中の元素組成の違いに応じて、さまざまな種類（Fe, Si, FeS, SiO2, Al2O3, MgSiO3, Mg2SiO4, MgO, C）のダストが形成
・ ダストは爆発後300-600日で形成される

2-4. Dust formed in the unmixed ejecta

・ 各ダスト種のサイズ分布は、近似的にlognormalかpower-law
・ 形成されるダストの種類やすべてのダスト種にわたって足し合わせたサイズ分布は、前駆星の質量に依存しない

2-5. Dust formed in the mixed ejecta

・ He-core全体がO-richとなり、silicate（MgSiO3, Mg2SiO4,SiO2）と酸化物（Fe3O4, Al2O3）が形成される・ 各ダスト種のサイズ分布は、Al2O3を除いてlognormal-like2-6. Total mass of dust formed
SNe II・ ダストの全質量は、前駆星の質量が増加するほど増加する
SNe II ： Mdust = 0.1-2 M☉ PISNe ： Mdust = 10-60 M☉

・ 元素の混合を均一にさせた場合の方が、元素の混合がない場合よりもダスト量は多い

2-7. Summary of dust formation○ 形成されるダストの種類

・ unmixed caseC, Si, Fe, FeS, Al2O3, MgSiO3, Mg2SiO4, SiO2, MgO・ mixed case
MgSiO3, Mg2SiO4, SiO2, Fe3O4, Al2O3○ 形成されるダストのサイズ
・ 各ダスト種のサイズ分布は，lognormalかpower-law分布・ 全ダストを足し合わせたサイズ分布は，broken power-law○ 形成されるダストの量・ 前駆星の質量が増加するほど全ダスト量は増加する
SNe II ： Mdust = 0.1-2 M☉
PISNe ： Mdust = 10-60 M☉

3. Dust evolution in Population III
supernova remnants3-1. Dust evolution in a SN remnant

T = (1-2) x104 K
nH = 0.1-1 cm-3

He coreFSRSCD

3-2-1. Time evolution of shock wave

3-2-2. Initial condition for shock wave
○ SN ejecta model (Umeda & Nomoto 2002)
・ SNe II : Mpr=13, 20, 25, 30 M☉ (E51=1)
・ PISNe : Mpr=170 (E51=20), 200 M☉ (E51=28)－ He-core中のガスは、Oのみからなると仮定○ The ambient medium
・ primordial composition (uniform)・ gas temperature ; T = 104 K・ gas density ; nH,0 = 0.1, 1, and 10 cm-3
(e.g., Kitayama et al. 2004; Machida et al. 2005)

The calculation is performed from 10 yr up to ~10 6 yr

3-3. Dynamics of dust
・ ダストは球形とし、test particleとして扱う
・ 磁場はないと仮定し，ダストの電荷の効果は無視する

3-4-1. Erosion rate of dust by sputtering3-4-2. Erosion rate of dust by sputtering
projectile ; primordial composition gasprojectile ; oxygen ions・ sputteringによるerosion rateは，105 K から急激に増加し、107 Kから108 K でピークをもつ・ da / dt ～ 10-6 nH μm yr-1 for T > 106 K

3-5. Temperature and density of gas
Model : Mpr=20 M☉ (E51=1)
nH,0 = 1 cm-3
Downward-pointing arrows:
forward shock in upper panel
reverse shock in lower panel

The temperature of the gas
swept up by the shocks➔ 106-108 K↓

Dust grains residing in this hot
gas are eroded by sputtering3-6. Evolution of dust in SNRs
Model : Mpr=20 M☉ (E51=1)
nH,0 = 1 cm-3Dust grains in the He core collidewith reverse shock at (3-13)x103 yr

The evolution of dust heavily
depends on the initial radiusand compositionaini = 0.01 μm (dotted lines)➔ completely destroyedaini = 0.1 μm (solid lines)➔ trapped in the shellaini = 1 μm (dashed lines)➔ injected into the ISM

3-7. Size distribution of surviving dust

The size distribution of surviving dust is greatly deficient insmall-sized grains, compared with that at its formation➔ Dust in the early universe is dominated by large-sized grains
The evolution of dust within SNRs is almost independent on
the progenitor mass as long as explosion energy is the same.

3-8. Total mass fraction of surviving dust
星間空間中の密度が大きいほど、生き残るダストの質量は小さい

完全に破壊されるダストの初期サイズ
aini ＜～0.01μm for nH,0 = 0.1 cm-3
aini ＜～0.05μm for nH,0 = 1 cm-3

aini ＜～0.2μm for nH,0 = 10 cm-3・ mixed caseで形成されたダストはunmixed caseで形成されたダストよりも破壊されやすい
・ PISNeで形成されたダストはSNe IIよりも破壊されやすい

3-9. Total mass of surviving dust

Total mass of dust surviving the destruction for Type II SNRs;
0.01-0.8 M☉ for the unmixed grain model (nH,0 = 0.1-10 cm-3)
0.001-0.7 M☉ for the mixed grain model (nH,0 = 0.1-1 cm-3)
0.1-1 M☉ for SNe II and nH,0 = 0.1 cm-3
➔ high enough to explain the content of dust at high-z galaxies(Morgan & Edmunds 2003, Maiolino et al. 2004; Dwek et al. 2007)

3-10. Summary of dust evolution in SNRs
・ 超新星残骸内のダストの進化は、ダストの組成や初期サイズに大きく依存する・ 周囲のガスの密度（nH,0 = 0.1-10 cm-3 ）に依存して、 0.010.2 μm よりサイズの小さいダストはsputteringにより破壊され、形成時のサイズの大きいダスト種が支配的に供給される・ 破壊されるダストのmass fractionは、周囲のガスの密度が大きいほど、爆発のエネルギーが大きいほど大きくなる－ 超新星爆発時に供給されるダストの質量

for nH,0 = 1-0.1 cm-3
SNe II ➔ Mdust = 0.01-0.8 M☉ (0.001-0.8 M☉)
PISNe ➔ Mdust = 0.1-15 M☉
for nH,0 = 10 cm-3 , Mdust ＜ 0.1 M☉ (＜0.01 M☉)

4. Influence of dust on the elemental
composition of the 2nd-generationstars

4-1. Abundance patterns of EMP stars
EMP stars ; [Fe/H] ＜ －3
(extremely metal-poor stars)
UMP stars ; [Fe/H] ＜ －4
(ultra metal-poor stars)

HMPstars

HMP stars ; [Fe/H] ＜ －5
(hyper metal-poor stars)[A/B] = log10(NA/NB) －log10(NA/NB)☉
Venkatesan et al. (2006)

・ large overabundance of C, N, and O in HMP stars
・ modest enhancement of Mg and Si in HMP stars

4-2. Origin of HMP stars
・ mixing fallback in a core-collapse SN(Umeda & Nomoto 2005; Iwamoto et al. 2005, Tominaga et al. 2006)

・ nucleosynthesis and mass transfer in a first generation
binary star
(Suda et al. 2004, Komiya et al. 2006)
・ external pollution of gas with heavy elements(Shigeyama et al. 2003)

・ dust transport scenario (Venkatesan et al. 2006)－ HMP stars are the second-generation stars formed in
the shell of Pop III SNRs

－ Their abundance patterns are determined by thetransport of newly formed dust driven by the UV
radiation field4-3. Elemental abundance in the shell (1)dust grains surviving the destruction but not injected into theambient medium are piled up in the dense shell in 10 5-106 yr↓
・ the elemental composition of these piled-up grains➔ the elemental abundance of Population II.5 stars
・ dust in the shell may enable the formation of stars with solar
mass scales through thermal emission if -6< log(Z/Z☉) <-4(Omukai et al. 2005; Schneider et al. 2006; Tsuribe & Omukai 2006)↓metallicity and metal abundance patterns in the shellcomparing with observations of HMP and UMP stars

4-4. Elemental abundance in the shell (1)critical metallicity
Zcr = 10-6-10-4 Z☉[Fe/H] = -5.62 (HE0107-5240; Collet et al. 2006)[Fe/H] = -5.96 (HE1327-2326; Frebel et al. 2008)[Fe/H] = -4.75 (HE0557-4840; Noris et al. 2007)
3-D corrected4-5. Elemental abundance in the shell (3)－6 ＜ [Fe/H] ＜－50 ＜ [Mg, Si/Fe] ＜ 2↓
Elemental composition ofdust piled up in the shell
can reproduce abundance
patterns in HMP stars

The transport of dust segregated from metal-rich gas can be
responsible for the abundance patterns in HMP and UMP stars
more than 100 times excesses of C and O as observed in HMP
and UMP stars cannot be reproduced

4-6. Elemental abundance in the shell (3)We assume that the gas
outside the innermost Felayer in the ejecta isincorporated into the shell↓
reproducing the extreme
overabundance of C and O
leading to more than 100
time excesses of Mg and Si
It might be possible to reproduce the elemental abundances of HMP stars
if Si-Mg-rich layer is not mixed into the shell

The transport of the newly formed dust within SNRs can be
an important process to determine the metal abundance ofthe second generation stars formed in the Pop III SN shell5. Extinction curves in the early
universe

5-1. Flattened extinction curves (1)Hitashita, T. N. et al. (2008, 384, 1725, MNRAS)

5-2. Flattened extinction curves (2)Hitashita, T. N. et al. (2008, 384, 1725, MNRAS)

5-3. Extinction in z=6.4 quasars

QSO SDSS J1148+52 at z=6.4
Robson et al.
(2004, MNRAS, 351, L29)

Maiolino et al.
(2004, A&A, 420, 889)

5-4. High-z quasars

Maiolino et al. (2004, A&A, 420, 889)

Robson et al. (2004, MNRAS, 351, L29)

5-5. Extinction in high-z BAL quasars
Maiolino et al.
(2004, A&A, 420, 889)

Priddey et al. (2003, MNRAS, 344, L74)

5-6. Extinction curves from GRBs

GRB 050904 at z=6.3
Stratta et al. (2007, ApJ, 661, L9)

5-7. Extinction curves from GRBs

Li et al. (2008, astro-ph/0712.2622)

5-8. Extinction curves of AGNs

Gaskell et al. (2004, ApJ, 616, 147)

5-9. Extinction curves of AGNs

Gaskell &Benker (2008, astro-ph/0711.1013)