課題4:ダークマターの密度ゆらぎから生まれる第1世代天体形成

宇宙初期の銀河形成と宇宙再電離長谷川賢二(筑波大CCS神戸分室)

共同研究者

梅村雅之(筑波大), Benoit Semelin(パリ天文台)

HPCI戦略プログラム分野5全体シンポジウム

2014年3月3-4日@富士ソフトアキバプラザ

Reionizationz~1000で一旦中性化し、その後再び電離(現在の宇宙年齢137億年に比べて、非常に早期,10億年くらいまでの出来事)

Almost ionized @z<6 (Fan+’06)

第一世代天体初代星
τ=0.09, zr=10.6(Hinshaw+13’)

38万年

WMAP

1億年
fHI<0.6@z=6.3(Totani +’06)
From B. Semelinʼs slide

GRB

LAE

10億年
fHI<0.2@z=6.6(Ouchi+’10)

観測からの中性水素量制限の1例：QSO観測■QSOのスペクトルのLya吸収線の

QSOのSED

深さから中性水素割合を決める.
Fan+(2006)ので19個のSDSSQSOの解析

高赤方偏移z<6では、ほぼ完全電離z>6では中性水素割合増加?

短波長長波長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(これで決まりということもない)
Ionizing photon emissivity vs. recombination rate (Madau+99’)
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 factor2) 銀河の個数密度3) 銀河当たりの放射される電離光子数(星形成率escape fraction)の情報が必要

電離光子のHigh-z galaxies
Integrated UV(といってもLyαより長波長)光度関数@z~5-8z=6z=5(Robertson+’13)観測される銀河のnumberz=7

fesc=0.2, CHII=3を仮定escape fraction, faintな銀

z=7

河の数等の観測できていない部分の不定性が大きい。とくにescape fractionz=8z=8は今後も観測できる見込
みはない.

明るい

暗いINVISIBLE

離が可能かどうかを調べる.

INVISIBLE

countからどの時期で再電Simulations
これまでの再電離シミュレーション■輻射輸送の計算コストが高い為に、個々の銀河を分解するほどの空間分解のがなく、fescはパラメータとして扱わざるを得なかった.
■ほとんどがpost-processingな輻射輸送で為、輻射のダイナミクスへ影響が考慮できないなかった
Internal feedback Wise & Cen ‘09★ SFR and Escape fraction★ Number of star-forming galaxies

これらの量は輻射性フィードバックに敏感である事が先行研究(銀河ひとつづつの計算)によって示される★Clumping factor

External Feedback Susa & Umemura ‘04

N-体計算だとz=6でC~10であるが、光加熱効果を考慮するこの値より小さくなる(e.g., Pawlik+’09). 再電離史に敏感であると予想される.

本研究
輻射流体計算によって銀河を分解しつつIGMの電離過程を計算する事で再電離史と銀河形成史を統一的に理解する.
特に輻射フィードバックがどのような影響を与えるか?

結果として、どの時期に何故再電離が起こるのか?

(Photon Budgetがどう辻褄があっているのか?)

“START”
SPH with Tree-based Accelerated Radiative Transfer (KH & Umemura 2010)• Hydrodynamics

SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics) Lagrange的手法

N-body

輻射輸送• Non-equilibrium chemistrye-, H+, H, H-, H2, H2+, He, He+, and He2+ , (dust, metal)

“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(cf. ほとんどの他の計算、RT用にグリッドを貼り直す)
emissivity

輻射輸送方程式
opacity

化学反応率
立体角積分 光加熱率
(近似: 流体,光源の変動,原子の反応速度との比較、ガスからのdiﬀuseな放射はその場で吸収される.)全ての吸収体の足し合わせ輻射力
流体+化学反応式とのカップル

Ray-Tracing: Tree-based acceleration

1)光源の分布に対してTREE構造を作る。

Ray-Tracing: Tree-based accelerationl<dIn the limit of crit = 0.0,
crit the scheme corresponds to RSPH
(Susa 2006)

l: size of a celld: distance between a SPH particle and a cell1)光源の分布に対してTREE構造を作る。
2)もし、複数の光源を含むセル(左図の□)がターゲットとするSPH粒子より十分遠ければ、これらの光源をまとめて明るい仮想的な光源とみなす.

計算コストはlog(Ns)に比例# Ns: Number of sources

たくさんの光源からの輻射輸送を高速に解ける.

Setup• Lambda CDM Cosmology (WMAP 9yr)

33
3
3 粒子数(Volume):
2×256粒子(5Mpc),2×512粒子(20Mpc)•• mSPH ~104Msun, and ~105Msun (大雑把にz>6で観測される最も暗い銀河水素分子が必要の1/100-1/1000くらいの質量の銀河を100粒子で分解)• Star Formation recipe i) nth > 0.1cm-3ii) T < 5000Kiii) div(v) < 0dg=Cdttdyn

C*=1/30• Feedback processesAge-dependent SED, SN rate (computed by PEGASE)*HI, HeI, HeII 光電離 と H2, H-, H2+ 光解離*Thermal SN feedback *metal enrichment + 星間ダスト(Thermal processとSED)

5Mpc

KH, Semelin ‘13

Ionized Fraction

w/ Radiative Feedbackz=

w/o Radiative Feedbackz=

A galaxy @z=6
Umemura, KH+ ‘12

Cosmic SFR and reionization history*UV feedbackは星形成率を1/5程度ま〜1/55123 particles 

20Mpc

で下げる.

Cosmic SFR and reionization history*UV feedbackは星形成率を1/5程度ま〜 25123 particles 

20Mpc

で下げる.
*重元素汚染効果(重元素冷却、ダストでの水素分子形成)はUV negative feedbackを和らげる.

Cosmic SFR and reionization history*UV feedbackは星形成率を1/5程度ま〜 25123 particles 20Mpcで下げる.
*重元素汚染効果(重元素冷却、ダストでの水素分子形成)はUV negative feedbackを和らげる.

*今回のシミュレーションでは、z~6.5でほぼ完全電離.

UV (1500Å)光度関数faint endの予言

見えていな銀河UV feedbackを入れた場合、全体的にLFが低光度側へシフトし、観測ともそこそこ合う

見えていな銀河 低光度の銀河の数はMuv>-16でフラット(または下がる)<=光蒸発(光加熱によるガスの流出)効果Escape fraction@z=6*

低質量銀河で高いEscape fraction (光蒸発効果)*

同じ質量の銀河でも大きなばらつき(星形成率に敏感)

Which are galaxies responsible for Reionization?
Intrinsic total emissivity (escape fractionを無視)

Low-mass: photo-evaporationで下がる

High-mass: 銀河の個数とSFRの銀河質量依存性がほぼ相殺=const

z=65Mpc

20Mpc

Which are galaxies responsible for Reionization?
Emissivity with escape fraction

Escape fractionの質量依存性と合わせると109Msun(現在の観測限界より一桁程度くらい銀河)くらいの銀河が再電離にとって最も重要である事が分かる.

z=6<fesc>~10%

5Mpc

20Mpc

Which are galaxies responsible for Reionization?
Emissivity @ z=6-8

Galaxies with 108-9Msun are responsible for reionization

Impact of UV on IGM clumping factor
Smoothing by UV
feedback
IGM:overdensity < 100

fHI<0.5 ionized region✓Total IGM clumpiness:再電離史に非常に敏感✓HII IGM clumpiness: 再電離期にCHII~2-4
post-processingの輻射輸送計算の場合に比べて、少ない電離光子数で宇宙を電離できる.

Can these galaxies ionize the Universe?
!

シミュレーションでは、z~6.5で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII

@z=6

Can these galaxies ionize the Universe?
!

シミュレーションでは、z~6.5で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII

@z=7

Can these galaxies ionize the Universe?
!

シミュレーションでは、z~6.5で再電離が完了.
Suﬃcient to ionize the Universe with simulated CHII@z=8

Summary
輻射流体計算によって、宇宙の銀河(内の星)形成史、再電離史、銀河間物質の力学進化をcosistentに解いた✦ UV feedback は星形成率(↓)、電離光子脱出割合(↑)、IGM
clumping factor(↓)等に影響を与える.

✦結果得られるUV光度関数は、明るい部分で観測とほぼ一致し暗い側では、DMハロ­の質量関数とは異なりフラットなslopeを予言する.(次世代の観測機器では、この部分をとらえられる可能性がある.)✦低質量(108-9Msun)銀河は、星形成率は低いがfescが高い為に再電離に重要に働いている事を示唆.

Comparison with Obs. :fHI & τe
Red: High resolution runBlack: Low resolution run

WAMP 7yr■ Fan et al. 2006 (QSOs)
□ Ouchi et al. 2010 (LAEs)

@z<7 中性水素割合は観測とconsistent.

WMAPで観測される電離の柱密度は再現できない=>より高赤方偏移のより小質量の天体形成(第一世代天体)の解明が重要Previous studies on Escape fraction
Wise & Cen Gnedin et al. Razoumov et Yajima et al.
THIS#(2009) (2008) al. (2010)
(2011)
STUDY
 !
(Physical!
@z=6)

RHD orPostprocessing?

Metalenrichment !

Method!

0.1pc

RHD

×

70pc

90pc !
for109Mhalo !
530pc !
for1012Mhalo

260pc

160pc!
85pc

RHD

Postprocessing!
(no Rad.
feedback)

Postprocessing!
(no Rad.
Feedback)

RHD

!

!

(dust! (dust!))AMR+AMR + !
adaptiveOTVETray tracing !
(dust!)

×START!

SPH +(SPH + !
SPH + !
adaptive
Tree-based
"ART Accelerated
ray tracing

Ray-Tracing)

What is the role of Metal enrichment?
Cooling (metal & Enhanced H2 fraction)? ORStellar MF

Dust Absorption

Stellar MF* Even if dust attenuation is neglected, SMF hardly changes. 

* If metal cooling and enhanced H2 cooling are neglected, the shape of SMF
roughly corresponds to that without Metal enrichment.

Effects of Metal* Metal cooling -> Enhancement of SFR. 

Metallicity-dependent cooling function by MAPPING III* Dust (0.1micron)  dust = 0.01 gas Z/ZAbsorption -> Enhancement of SFR, decrease of fesc

Drain & Lee (1984), Table (Size-,and frequencydependent opacity) H2 formation on the surfaces of grains -> Enhancementof SFR
Temperature of grains => Balance between Emission & absorption

RTThina2d Q(ad , )d +4 B (TCMB ) a2d Q(ad , )B (Tdust )4 a2d Q(ad , )d=4 J

heating by stellar Radiation

Sublimation temperature Tsub=1500K

heating by CMBAccuracy Test
DATA: The distributions of SPH and (young) Stellar particles @z=7
obtained by a cosmological hydrodynamics simulation NSPH = 1283, Ns~300= 0.5 => the map is well consistent with that with θ=0
crit
テキスト
Reference (θ=0, All-to-All RT)

Temperature by New START

10Myr

20Myr

30Myr

Density

crit = 0.5

Temperature

crit = 0.7

Ionized 	fraction

crit = 0.9

SFR in halos@z=6

suppression via
photoevaporation

Median +25, 75
percentile
large variation
at a given halomass.