＠銀河進化研究会2017

初代銀河の衝突で誘起される大質量ガス雲の形成
荒田 翔平 (大阪大)共同研究者矢島秀伸 (東北大), 長峯健太郎 (大阪大)introduction

宇宙初期の天体形成の理解に向けて
宇宙再電離高赤方偏移天体に迫る次世代の観測機

JWST

赤方偏移10~8の銀河
1st Stars
1st Galaxies©https://jwst.nasa.gov/

TMT✔ 初代銀河における星形成？球状星団形成？
✔ 星間媒質の物理状態が現在の銀河とは異なる(密度・金属量・紫外線強度)©http://tmt.nao.ac.jp/

宇宙初期の天体形成の理解に向けて宇宙再電離高赤方偏移天体に迫る次世代の観測機

JWST

赤方偏移10~8の銀河
1st Stars
1st Galaxies©https://jwst.nasa.gov/

TMT©http://tmt.nao.ac.jp/

ガス雲の形成から理解する

銀河衝突に伴う熱的不安定性活発な星形成が予想される銀河衝突に着目

等圧かつ電離平衡時の冷却率

H
衝撃波後面の熱いガス(~104K)

[CII]
圧力平衡
Koyama & Inutsuka (2002)

等圧的に収縮熱的なゆらぎ` < cs tcool

10103
102
Temperature [K]104

不安定性の条件を満たし2相化✓◆@⇤<0@T pBalbus (1986)

初代銀河における熱的不安定性によるガス雲形成
・初代銀河内の星間媒質の物理状態に従って熱進化

高密度・低金属量・強い紫外線輻射場
Inoue & Omukai (2015)

・熱的不安定性で形成されるガス雲の最大スケール

cs tcool / n1Z1

低密度・低金属量ほど大きな揺らぎで成長可能
・銀河の重力的なダイナミクスが関わる可能性あり

tdy ⇠ 10 Myr ⇠ tcool

この研究の目的

初代銀河の衝突に伴うガス雲形成を３次元流体シミュレーションで調べる
その際、星間媒質の物理状態を考慮して、ガスの現実的な熱進化を追うmethodシミュレーションセットアップと初期条件
流体コード: GIZMO (Hopkins 2015)
Meshless Finite-Mass法 (Godunov-SPH+空間2次精度)
加熱・冷却: Koyama & Inutsuka (2002) フィッテング関数 x (Z/Z◉)

銀河衝突を金属量0.1-0.01Zsunで計算
銀河モデル: 矮小銀河 at z=9Springel et al. 2005, Perret et al. 2014成分

質量密度分布

分解能

補足

Dark Matter

Mh = 108Msun

NFW

εsf=3pc

c=9, λ=0.04GasMgas = 107Msun

Exponential

εsf,min=hsml,min=0.1pc Tinit=5000 K

ガス粒子のみ & 星形成なし 強いUV輻射場下にあることを想定
パラメータ：metallicity, inclination, impact-parameterresult
金属量(0.1Zsun,0.01Zsun)によるちがい
銀河衝突の仕方によるちがい金属量0.1Zsunの銀河衝突
prograde-prograde

b=0.8 kpc

(ﬁducial)

Gyrkpcガス雲の解析 (0.1Zsun)
0.1 pcスケールまで分解して熱的不安定性によるガス雲形成を確認

clump ﬁnder

262M 496M

密度-温度分布 (ガス雲と周辺)
温度 [K] [K]Temperature

356M-5MJ ⇠ 106 M
MJ ⇠ 102 M

410104310-6

103102102
10TCMB

10101-2510-2510346M-24-23-22-21-20-1910 -24 10
10-23 10
10 -22 10
10 -21 10
10 -20 10
10 -191010-7-3-3Density[gcm
密度 [g cm ] ]ガス雲が出現し始める時刻
kpc

10PDF

5105
10２相化+初期に重力不安定でない

一部の冷たいガス雲は重力不安定➡星形成へ金属量0.01Zsunの銀河衝突
prograde-prograde

b=0.8 kpc
Gyrkpcガス雲の解析 (0.01Zsun)

12870M
1790M

105

103
1024096M

MJ ⇠ 106 M

104

温度 [K]

clump ﬁnder

密度-温度分布 (ガス雲と周辺)

TCMB

1010-244MJ

10-230 M
1
⇠

10-22

10-2110-20

密度 [g cm-3]

金属量と熱的不安定の最大スケール

ガス雲が出現し始める時刻

cs tcool / n 1 Z 1の関係から予想できる通り、低金属量ほど大質量のガス雲が形成される

ガス雲の質量分布 (0.1Zsun)
質量分布の時間発展に着目

30

ガス雲の質量分布

Number

25

clumpy2015105
0

1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6log10(Mcl/Msun)
ガス雲の出現開始から3Myr後
kpc

大部分のガス雲は数100~103Msunで形成；熱的不安定性の最大スケールから見積もった質量とコンシステント

ガス雲の質量分布 (0.1Zsun)
質量分布の時間発展に着目

30

ガス雲の質量分布

ﬁlamentary

Number

25201510tidal armで頻繁に合体
50

1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6log10(Mcl/Msun)
ガス雲の出現開始から3Myr後銀河の重力的なダイナミクスの影響で合体して大質量に金属量が高くても大質量になるうる？

kpc

ガス雲の質量分布 (0.01Zsun)
ガス雲の質量分布

質量分布の時間発展に着目

30

ガス雲の出現開始から4Myr後

ﬁlamentary

Numberclumpy252015105spiral arm付近で一部合体
01 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6kpclog10(Mcl/Msun)

大部分のガス雲は103-104Msunで形成
熱的不安定性の最大スケールから見積もった質量とコンシステント

合体による成長は一部のみ

ガス雲の質量分布 (0.01Zsun)
ガス雲の質量分布

質量分布の時間発展に着目

30

ガス雲の出現開始から4Myr後

ﬁlamentary

Numberclumpy252015？

105spiral arm付近で一部合体
0kpc

1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6log10(Mcl/Msun)

105-6Msunのガス雲(球状星団の親雲)を熱的不安定で形成するのは困難？
・ガス雲が合体しても届かない
・より低密度では冷却時間が銀河の力学時間より長くて成長できない

ガス雲の形成率 (0.1Zsun)

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]prograde-prograde

b=0.8 kpc

(ﬁducial)30

102-103Msun
20

103-104Msun10104-105Msun
001234

ガス雲出現からの時間 [Myr]5ガス雲の形成率 (0.1Zsun)

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]

ガス雲形成
合体

30

潮汐破壊？

102-103M

sun

20103-104Msun
10104-105Msun
001234

ガス雲出現からの時間 [Myr]5ガス雲の形成率 (0.1Zsun)

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]

ガス雲形成
合体

30

潮汐破壊？

102-103Msun

衝撃波後面の物理状態による

20

103-104Msun
銀河衝突の仕方(傾きや衝突係数)による10104-105Msun

00

1234

ガス雲出現からの時間 [Myr]5impact-parameterによるガス雲形成率の違い
ナイーブには…
impact parameterが大きいと、衝撃波後面の密度が低い➡ 冷却時間が長い➡ より大スケールでガス雲を形成？

銀河円盤のスケール長;~0.1 kpcb=0.8 kpc(ﬁducial)

b=1.0 kpc

impact-parameterによるガス雲形成率の違い
ナイーブには…
impact parameterが大きいと、衝撃波後面の密度が低い➡ 冷却時間が長い➡ より大スケールでガス雲を形成？

銀河円盤のスケール長;~0.1 kpc

b=0.8 kpc
(ﬁducial)

b=1.0 kpc

impact-parameterによるガス雲形成率の違い

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]

353530302525

b=0.8 kpc

2020(ﬁducial)1515

b=1.0 kpc
102-103Msun

10105500

002244103-104Msun
104-105Msun
66881010

ガス雲出現からの時間 [Myr]impact-parameterによるガス雲形成率の違い

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]

35353030

ガス雲
25 形成25
潮汐破壊2020102-103Msun

1515円盤でガス雲形成

10105500002244103-104Msun
104-105Msun
66881010

ガス雲出現からの時間 [Myr]impact-parameterによるガス雲形成率の違い

ガス雲の個数 [1/ΔMcl]

35353030

ガス雲
25 形成
252020prograde-prograde
冷却時間が長いと潮汐力で分裂して大きな揺らぎは成長しにくい
b=1.0 kpc
Z=0.1Zsun
潮汐破壊

102-103Msun

1515

円盤でガス雲形成

1010550000

103-104Msun
小さいガス雲を大量に形成してから104-105Msun
1022 合体させた方がむしろ大質量に
4466
8810
ガス雲出現からの時間 [Myr]summary
・初代銀河の衝突に伴うガス雲形成を3次元流体計算で調べた。
・現実的な初代銀河の環境において熱的不安定性による多数のガス雲形成を確認した。これにより、初代銀河の円盤では多数の星団が作られる可能性が示唆された。
・熱的不安定で形成されるガス雲の質量は低金属量ほど大きくなり、0.1Zsunでは102-103Msun、0.01Zsunでは103-104Msunのガス雲が多く形成された。
・形成されたガス雲は銀河の重力的なダイナミクスに伴って合体成長する。とくに、tidal armやspiral armで頻繁に合体する。
・inclinationやimpact-parameterは銀河の重力的なダイナミクスを変え、ガス雲形成に影響することが分かった。