The Semi-Analytic ModelforEarly Galaxy Formation
名古屋大学大学院 理学研究科
素粒子宇宙物理学専攻
吉田直紀

２００６年１２月４日 セミアナ研究会＠長崎

銀河形成のセミアナリティックモデル

H He+

H2は簡単！

銀河形成には非常に分かりやすい質量スケールがある。
水素原子冷却の指数関数的特徴により、Tvir~10000Kが明確な境界になる。
一方、始原ガス雲形成

z=25:

t_dyn
~ ３０００万年
t_cool ~ ３０００万年
t_chem ~ ３０００万年
t_hubble ~ １億年階層的構造形成モデル
CDMモデルのように小さい物体から先に形成される宇宙モデルでは、「銀河形成の最小ユニット」とは、「宇宙で初めにできる天体」ということになる。

やってみればすぐ分かる
実は、宇宙で初めにできる天体はTvir ~ 10000Kのシステムではない。

Cosmological Simulations ofPrimordial Gas Cloud Formation
初期条件： 断熱的密度ゆらぎ （CDM + バリオン + 背景放射）
Gas重力ダークマター
流体力学
水素、ヘリウムガス
化学反応
9種非平衡
z = 1000e, H, H+, H-, H2, H2+,He, He+, He++

化学反応リストe, H, H+, H-, H2, H2+, He, He+, He++
始原ガス : 76% 水素, 24% ヘリウム

• 衝突電離、再結合• 水素分子の形成 ( H + e

H- + hν; H + H

H2 + e )• 光電電離、解離• 気体の冷却プロセス：
衝突励起, 衝突電離, 再結合, 制動輻射, コンプトン過程
水素分子の回転振動遷移 (Galli & Palla 1998)
低密度では31反応式で十分

初期構造の形成
ガスとダークマターの密度分布

Gas

NY, Abel, Hernquist, Sugiyama (2003)

DMz=100Gas
Gas

H2Dark matter
z=50

z=30500kpc
Gas

z=25

H2

最初の分子ガス雲 !

5pc

100pc

化学反応
分子冷却

分子線吸収
オパシティ

T

5AU

衝突励起
輝線冷却
0.01pcNY, Omukai, Hernquist, Abel (2006, ApJ)

簡単に説明すると、、、
重力gasgas

流体力学

dark matter

化学反応
ρ, T
放気体の冷却

初期天体の分布
z=171 Mpc

６０００万個の粒子
ガス粒子あたり
100 太陽質量
Yoshida, Abel, Hernquist, Sugiyama (2003, ApJ)

ガス雲中の水素分子の量
What you get must be more than what you need
Tegmark et al. (1997)

what you needt_cool~ t_hubble

水素の再結合期
ほんの少し残った電子
H, H水素分子の形成
電子の供給減what you get

H,+ eガスの冷却T水素分子の量：シミュレーション結果
臨界線

大規模シミュレーションで見つかった分子ガス雲を f - Tにプロットすると、分布はまさに理論曲線で分けられるようになる。
しかし、、、非常によく合う理論 ?

CDMハローの形成

QuickTimeý Ç²YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄÇ™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅBハローの形成史
グループ A
ガス雲あり

グループ B質量降着による“じゃま”ガスの冷却 対 力学的加熱
質量降着（ハローの形成史）までちゃんと取り入れれば、正確な「理論モデル」となる。

静かな環境
都会の喧騒は避けたい

天体形成をおこす最小質量6M_host ~ 10 Msun

Yoshida, Abel, Hernquist, Sugiyama (2003a)初期構造形成の準解析モデル
1. ハローの形成・進化 : N体計算のアウトプット
2. 気体密度・温度（ビリアル関係）、その後の冷却と凝縮 :解析モデル （流体化学反応計算の結果を利用）

3. 大質量星の形成 (小質量星はnegligible):
ガス雲中で~１００太陽質量の星誕生 (仮定)

4. 背景放射のビルドアップ

星が光ると、、、

Optical depth τ_H >> τ_H2Haiman, Abel, Rees (2001)

放射による水素分子の解離
Lyman-Werner photons (11.18-13.6eV)with J=10-23 erg sec-1 cm-2 Hz-1 str-1
背景紫外放射＋ シールディング効果
放射なし

放射がある場合の平衡量

大きなハローはシールディングが効く
放射の影響が小さい

N体計算の結果に”the”解析モデルを適用
ハローの衝突合体系譜

2 Mpc

初期構造形成の準解析モデル
1. ハローの形成・進化 : N体計算のアウトプット
2. 気体密度・温度（ビリアル関係）、その後の冷却と凝縮 :解析モデル （流体化学反応計算の結果を利用）

3. 大質量星の形成 :ガス雲中で１００－６００太陽質量の星誕生 (仮定)

4. 背景放射のビルドアップ
1432

各プロセス間の複雑な相互作用

宇宙全体の星形成率“通常の”星形成(原始銀河, Salpeter IMF)
Population III
M = 100-600 Msun

超新星爆発によるフィードバック放射によるフィードバック

NY, Abel, Hernquist, Sugiyama astro-ph/0301645

世界に広がるマイモデル
Reed, Gao, Frenk, Bower, White(2005)
宇宙論的体積の中での~6sigmaピークを選び、ダークマターハローの形成史をY03にならって使って初期☆形成ガス雲の進化をおった。

Reed+ 2005

モデルのテスト: SA vs simulation“Minimum collapse mass”
modelProspects for observation~nJy sensitivity@NIR
Direct imaging
21 cm emission
Infrared backgroundモデルは未完成〜今後の発展へ向けて〜
構築したモデルは宇宙最初期の星形成についてはある程度うまくいく。
しかし以下の２点でさらなる発展が必要
１ ローカルな放射の影響
２ その後の（原始）銀河形成への影響
そしてセミアナ初代天体＋セミアナ銀河
Grand Unified Modelへ…

How did the first galaxies form ?
- maybe not the way you might have thought

The Dark Ages…
First starz=1000

Fossil HII region

First lightFirst HII region“Re”combination

First galaxy ?

Evolution of early HII regions
Mhalo= 106 Msun
D-type →R-type

2MyrI-front

initialShock30km/sec

105 106 107
years
Radiation-hydro. sim. by Kitayama, NY, Susa, Umemura (2004, ApJ)

Hot gas in a small halo
- gone with the wind…

Vhalo=3km/sec
Vgas =30km/sectlife

Critical halo mass for complete ionizationand gas evacuation
evacuation failed

Halo mass

Necessary condition

whole halo ionizedf_esc~110100

Mstar500

3D radiative transfer scheme
Ray-tracing to
all the gas particles (~ millionsparticles) to computephoton arrival time
ti
Ri

t i+1
Ri+1

dt

ne,np

N

A three-dimensionalcosmological simulation

with gravity, hydrodynamics,
primordial gas chemistry,and radiative transfer

Radial velocity profile
t=2.2 Myrt=0

Evolution of the baryon fraction
Density profile
t=100 Myr

t=2.2 MyrInitially outward
motion is reverted
due to gravity by thegrowing dark halo
and infalling gas

Helium ionization
A 120 Msun PopIII star

Photo-dissociation region

QLW = 1.6 1050 /s
QH = 1.4 1050 /s
QHe = 7.8 1049 /s
QHe+ = 5.0 1048 /s

HII / HeII

Ionized region could be
similar to planetary nebularather than to local HII regions

HeIII

Early HeIII region
With Helium
Hydrogen onlyHeIII

Almost fully ionizedwithin the HeIII region.
H in HeIII region kept
ionized by recombination(HeII Ly-a, HeII-Balmer,
HeII two-photon)
photons (Osterbrook 1989)

HII
HII/HeII regions have(almost) the same extent.
NY, Oh, Henrquist, Kitayama (2006)

Final state

temperature

z=17
Second generation
object!
~ a few hundred Msun

Tcmbdensity

During the 100 Myrs…
1.

~a few Myrs 2.
~104 yrs
3.
4.
~20-30 Myrs
5.
~20-30 Myrs
6.

~10 Myrs

7.

Radiation from the central star drives
a wind and evacuates the halo gas.
The star dies off.
The surrounding gas starts cooling andrecombining. (Plenty of electrons.)
Dark halo grows continuously.
The outgoing gas is eventually (re-)capturedby the halo’s gravity.
The primordial gas cools more efficiently,and condenses at the center of the halo.
A single small (~a few hundered solar masses)
gas clump is formed, in which 2nd generationstars are being formed

Chemo-radiation-hydrodynamics
simulations – so, what’s new ?
1. Photon escape fractions are now consistentlycalculated. (not just input parameters).
Gas clumping factor better (directly) estimated,and star-forming gas clouds are explicitly located.

×2) The results have significant implications
for early (proto-)galaxy formation,and provide initial conditions.

Halo mass evolution in the CDM model
1 2
3-σ peaks~100Myrs~100Myrs

2nd, V=30 km/s
1st, T=2000 K