銀河・銀河団の化学進化長島雅裕（長崎大教育）

Nagashima & Okamoto (2006)
Nagashima, Lacey, Baugh, Frenk & Cole (2005a)
Nagashima, Lacey, Okamoto, Baugh, Frenk & Cole (2005b)

重元素の合成銀河(の星/ガス)の重元素量→銀河の形成史を探る重要なプローブ→銀河の色の決定要因の一つ（＋年齢）
重元素の生成…超新星→星形成史と密接な関係があると予想される超新星のタイプ
II型…短寿命の大質量星→星形成と連動→主にα元素(Oなど)
Ia型…白色矮星への伴星からの質量降着→時間差→主に鉄族(Feなど)

化学組成進化から何がわかるか?
II型/Ia型超新星爆発率→異なる時刻の星形成率を反映→銀河の星形成史に重要な制限[]

Z II ,O∵ Z Ia ,O ≃0[ O / Fe ]≃log
Z II ,Fe Z Ia ,Fe大雑把に言うと、

Z II ,O≃const.  O / Fe ∝[1R Ia / R II ]­1
Z II ,Fe­1∝[1 t ­t Ia /  t ]

ψ：星形成率(の積分)Monolithic model による解析
CDM確立前の現象論的モデル→Monolithic cloud collapse modelMonolithic model による解析
重元素放出：
SNII: SFRに比例
SNIa: tIa 経ったら爆発
Yoshii, Tsujimoto & Nomoto (1996; YTN96)
spiral 銀河進化のモデルに SNIa を導入←Arimoto, Yoshii & Takahara (1992)→ t=tIa (〜1.5Gyr) 経ったら爆発(YTN96では、tIaの分布なども試している）

我々の銀河系での化学組成進化
初期： SNII の重元素比を保ちながら Fe 上昇
後期： SNIa が効きだし、[O/Fe]低下←SNIa は主に Fe を生成するため

三鷹モデルでのSNIaの導入
published版三鷹モデル● Ia life-time は固定●

* =1.31Gyr– fiducial 1.5Gyr, あとでふってみる●

SNe Ia は加熱には寄与しない– メタルを出すのみ：ちょっとは効くかも？

●

SNe Ia からのメタルは cold gas へ– 簡単のため、disk/bulge は区別せず、全体の星形成史から SNe Ia rate を計算する– bulge の SNe Ia からのメタルも cold gas へ●●

GALFORM改造版ではbulgeからのはハローへ

SNe Ia rate 計算のため、各銀河の星形成史を保存しておく（メモリ消費量莫大）

結果I. 銀河系
Vc=220km/s のハローの中心銀河●210<V /km/s<230rot●-22.1<M -5log(h)<-21.6
Iを満たす銀河を MW-like銀河と定義する●

Local Group & Milky Way

disk/bulge stars
太陽近傍・バルジの星の重元素量を良く再現

t Ia =1.5Gyr* =1.31 Gyr

Star formation histories
YTN96とほぼ同じ
星形成史→ハローの形成史、ガスの冷却、超新星爆発によるフィードバック、これらの絡み合いで結果的に “infall”的な星形成史

銀河・ハロー形成史との関係

ハローや銀河の last merger epoch と metallicity の間には、顕著な相関はない

個別の銀河サンプル
SN feedback 強く、low[Fe/H], low[O/Fe]にmetal-rich gas からバースト

ID-143: z_mrg=1.43, z_halo_mrg=0.79

ID-200: z_mrg=0.59, z_halo_mrg=0.5

contour level は log 的に設定（少量の寄与を示すため）

Lifetime of SNIa
0.5Gyrまだ[Fe/H]低いところで SNe Ia 効き出す

3Gyr

Star formation timescale
2.6Gyr

0.65Gyr

Star formation timescale(2)DSF

Supernova feedback
Vhot=280km/s (strong)

70km/s (weak)Supernova feedback(2)SF history が同じでも、feedback が違うと結果が変わる→ガスの outflow が大きな影響

weakstrong

Feedback & enrichment due to SNII
α：固定率(〜0.75)
y: yield
β：feedback の強さ

Feedback が強い(β大)と enrichment が進む前にガスが抜けてしまう我々の銀河系：まとめ
準解析的モデルは、monolithic model が仮定していた星形成史をほぼ再現する- →ダークハローの形成史、ガスの冷却、超新星
フィードバックのサイクルにより“infall” 的な進化に● フィードバックは enrichment が進まないうちにガスを抜くため、星形成史が同じになっても結果がフィードバックによって変わる● ディスクの星は、Salpeter的なIMFで説明できる●

結果II: 銀河団ガス(ICM)
銀河団ガス… feedback で銀河から放出された、(少し)enrich されたガス●全重元素＝重元素(星)+（銀河ガス)+（銀河団ガス)●銀河団ガスは相補的なプローブ●

ここでは Durham大が開発している準解析的モデル(GALFORM)を用いる。
SNIa は IMF と整合的な寿命の分布を持つ。
diskでの星形成： Kennicutt IMF (Salpeter 的)bulgeでの星形成： top heavy (x=0)

Initial Mass Function (IMF)
太陽近傍のIMF: 観測からかなりよく制限されている
dN / dlnM ∝ M ­xx=1.35 Salpeter
x=1.5 Kennicuttx=1.7 Kroupa

準解析的モデルでも bottom-heavy IMF が良さそう
しかし、- starburst 銀河 M82 の観測は x〜0.6 を示唆(重元素量 及び 小M/L より)- ICM の重元素比はα-enhancedであり、Salpeter的IMFでは再現できない- 銀河団に多く含まれる楕円銀河の photometric な性質からは x〜1

Two types of IMFs
準解析的モデルでは2つの星形成モード- disk での(ゆっくりとした)星形成(数Gyr)- major merger による starburst(〜0.1Gyr)
それぞれで IMF を変えて調べる
Kennicutt IMF for disk SF
top-heavy IMF (x=0) for burst SF
SNe II に関しては、instantaneous で（タイムステップが8Msunの寿命程度なので）IMFsSNIa

Kennicutt

top-heavySNIITop-heavy IMF:
α元素は多いが、Feは減る

Gas restitution rates

top-heavy

Instantaneous recycling(M>8Msun)
Kennicutt

SNII rates※実際使うのは8Msunの値

top-heavy

KennicutChemical yields※実際使うのは8Msunの値

OSiMg
Fe

SNIa ratesKennicutt

top-heavy

Models- superwind model+SN feedback に加え、一部のガスはハローの外まで放出される+Vc>Vrecap までハローが成長すると、再びハローに取り込まれる- conduction model+n2Λ=κT/R2 (冷却＝熱伝導による加熱)となったら冷却をストップ
2V cond =V0cond1z 3/4

 f hot
V cond ≃10km / s
200 f Sp
03+しかしVcond0=100km/s程度が必要→おそらく AGN等による加熱が重要- Cole et al.(2000) model (CLBF)+original のモデル； すべて Kennicutt IMF

K-band luminosity functions

K-band LF (dependence on Vrecap)

Mgas/Lgal ratios
ICM gas mass と銀河団内銀河の luminosityの和 の比Obs. Data:
Sanderson et al.(2003)
Sanderson & Ponman (2003)

ICM metal abundances (superwind)
Burst時にtop-heavyIMFを入れることで、観測を再現
観測データは重元素勾配を補正（中心付近のmetallicityのデータを、典型的な勾配を仮定し、全体での平均値に補正）

ICM metal abundances (conduction)

Abundance ratios

metallicities

Metal fractions

Redshift evolution of [Fe/H]

Redshift evolution of [O/Fe]Contrib. of galaxies to metal production

結果III. 楕円銀河
いまのと同じモデルを使い、楕円銀河の星のmetallicityを調べる
過去の問題点：
観測的にはσが大きいほど[α/Fe]が大きかったが、簡単なモデル計算では、[α/Fe]がσとともに小さくなってしまう→dwarf E で SNe Ia 効かせられないから

楕円銀河の metallicityとσ[α/Fe] vs [Fe/H]
明らかに Kennicutt only は合わないLick indices の直接計算
直接の観測量：line profiles→Mgb, <Fe>, Hβ,...
これらから metallicity に焼きなおす
しかし、重元素量と年齢等が複雑に絡み合っている。しかも、依存性が線型ではない★ここの不定性が大きいのでは？
モデルに line indices を組み込み（あたかもluminosityのように）、直接 indices を計算するまとめ階層的銀河形成モデルにSNIaによる化学組成進化過程を導入した● 我々の銀河系及び銀河団ガスの重元素量、重元素比を再現● Disk のIMFはSalpeter的な bottom-heavy IMF● Burst時のIMFはtop-heavy が好ましい● ICMの重元素量はほとんどバラツキなし- →形成史の多様性が観測される銀河団の多様性(重元素量勾配)を生み出している?
● 楕円銀河、DLAの[Mg/Fe]、SNIa rate 等について調べて行く予定●