銀河からの電離輻射が超大質量星形成に与える影響

Sunmyon Chon (University of Tokyo)、
Muhammad Latif (Institut d'Astrophysique de Paris)

Super Massive Black Hole at high-z

wheretE40MyrPopII ⇒ Mini = 1~10 M8⇒ not enough timelog10 MBH [M8]・SMBHs with 109 M8 already exist at z > 6.
(high-z QSO survey)
・Eddington Accretion onto seed BH・M∝M
10
M = Mini exp( t / tE )987・ Solution
1. super-Eddington accretion
2. start from more massive BH seed(Marziani et al. 2011)
123 4 5redshift671/13

Super Massive Black Hole at high-z

wheretE

40MyrPopII ⇒ Mini = 1~10 M8⇒ not enough timelog10 MBH [M8]・SMBHs with 109 M8 already exist at z > 6.
(high-z QSO survey)
・Eddington Accretion onto seed BH・M∝M
10M = Mini exp( t / tE )98
7・ Solution
1. super-Eddington accretion
2. start from more massive BH seed(Marziani et al. 2011)
1

2

3 4 5
redshift67

star formation in the early universe
1/13

Direct Collapse (DC)• Massive star formation(105 M ) path at high-zT[K]104・strong Far-UV radiation⇒ H2 dissociation⇒ high temperature(Red line)

Direct Collapse:T〜8000K
strong UV case

1000
no UV case
100

Typical PopIII： T〜200K
higher density(Omukai.2001)⇒ accretion rate : 0.1

1M /yr・higher accretion rateṀ

MJ /tff

c3s /G

Final mass ： 510 MT

324

log column

DC Scenario-4

宇宙論的初期条件

SMBH (~109 M8)

光源銀河

質量降着
-5

BH (〜105 M8)
重力崩壊

-6

710M )
small halo((DC halo)
44超大質量星(〜105 M8)

log column

DC Scenario-4

宇宙論的初期条件

SMBH (~109 M8)光源銀河

質量降着-5BH (〜105 M8)
重力崩壊-6710M )small halo((DC halo)
44超大質量星(〜105 M8)

Previous Study• Regan et al. (2016)
始原的ガス雲の近傍に光源を置いて輻射流体計算。
高いFUV輻射が実現する環境では、EUVも強くなる。
→ 光蒸発によりDC haloはcollapseできない。
しかし、・光源の位置が密度構造と対応していない。
(Void領域に光源を置いている。)
・luminosityは時間によらない。
(いきなり明るい銀河を置いている。)

Previous Study(Chon et al. 2016)

・超大質量星(SMS)形成の起こるガス雲を20 Mpcの領域で探索
No metal
Strong FUV
Massive (Tvir > 8000 K)

20-2-22DC halo-2.5y

光源

6Proto-star
4y0log DM densit[g/cc]

・金属汚染・光源銀河の形成過程を考慮 (準解析モデル)-23-3-20

2

1 unit-24-3.5log < density >・宇宙論的初期条件より出発、流体計算

Numerical Setup

p 1e42p 1e41p SFE0.1
p SFE0.005

Constant
luminosity
Given bysemi-analytical
model

1024

204

光源銀河のluminosity(a)42310412
Model 1e42
Model 1e41
Model SFE0.1
Model SFE0.005
J21104010

対応する星質量(b)10710610510A

400.02B
0.040.06

C0.08

time [Gyr]

0.1

0.12

log10 J21

Luminosity [L⊙]28

Stellar Mass [M⊙]• Gadget3 (SPH + N-body)• Primordial chemistry• Sink particle
Ø created at n > 103 cm-3
Ø Rsink = 1 comoving kpc
Ø UV radiation from sink (Susa,2006)
Ø Luminosity

redshiftNumerical Setup

p 1e42p 1e41p SFE0.1

最も強いConstantと同じ
Regan+(2016)
luminosity

1e41と同等、
Given by
徐々に強くなるp SFE0.005

semi-analyticalmodel

最も弱い1024204

光源銀河のluminosity(a)42310412
Model 1e42
Model 1e41
Model SFE0.1
Model SFE0.005
J21104010

対応する星質量(b)107106105
10A400.02

B
0.040.06

C0.08

time [Gyr]0.10.12log10 J21

Luminosity [L⊙]28

Stellar Mass [M⊙]• Gadget3 (SPH + N-body)• Primordial chemistry• Sink particle
Ø created at n > 103 cm-3
Ø Rsink = 1 comoving kpc
Ø UV radiation from sink (Susa,2006)
Ø Luminosity

redshiftEvolution of DC haloredshift
28
1024
Model 1e42
Model 1e41
Model SFE0.1
Model SFE0.005-3n [cm ]104
10206(a)2: 完全に蒸発

1e41:DC haloは部分的に電離→ ガス雲はcollapseせず

100

SFE0.1 :DC haloは部分的に電離→ ガス雲はcollapse
電離領域が広がらない場合に比べてより早くcollapse

Tvir

105(b)
T [K]1e4210410A

300.02

B0.040.06

time [Gyr]C0.080.1

SFE0.005 : ほぼ中性、電離領域は広がらず→ DC halo中のガス雲はcollapse

Evolution of DC haloredshift
281024Model 1e42
Model 1e41
Model SFE0.1
Model SFE0.005-3n [cm ]104
10206(a)2: 完全に蒸発

1e41:DC haloは部分的に蒸発→ ガス雲はcollapseせず

100

SFE0.1 :DC halos周辺は電離→ ガス雲はcollapse
電離領域が広がらない場合に比べてより早くcollapse

Tvir

105(b)
T [K]

1e42

104

10A

300.02

B0.040.06

time [Gyr]C0.080.1

SFE0.005 : ほぼ中性、電離領域は広がらず→ DC halo中のガス雲はcollapse

Evolution of DC haloredshift
281024Model 1e42
Model 1e41
Model SFE0.1
Model SFE0.005-3n [cm ]104
10206(a)

2Tvir

T [K]

104

A

300.02

1e41:DC haloは部分的に電離SFE0.1 :DC haloは部分的に電離UV輻射が非常に強い場合、ガス雲は蒸発→ ガス雲はcollapseしてcollapseしない。
電離領域が広がらない場合に比べてしかし、輻射の強度によってはガス雲のより早くcollapsecollapseが加速する。

(b)

10: 完全に蒸発→ ガス雲はcollapseせず

100

105

1e42

B0.04

0.06

time [Gyr]C0.080.1

SFE0.005 : ほぼ中性、(1e41とSFE0.1の比較より、)電離領域は広がらず
輻射強度の時間進化は重要。特に、初期→ DC halo中のガス雲はcollapseの輻射強度が強いほどcollapseしにくい。

Evolution of DC halo (SFE0.1)
Model : SFE0.1

z = 26.8

z = 26.8• 銀河が光り始めると、周囲に電離領域が形成(DC halo周辺においてXion~0.01)

Az = 26.8

z = 26.8

ionizing source

DC halo

XionDensity• DC haloが光源銀河に近づくにつれて、filamentに取り込まれBる。
→ UV輻射は遮蔽される。
→ 蒸発することなく、無事にcollapsez = 21.1

z = 21.1

Temperaturez = 21.1

z = 21.1

z = 18.1

z = 18.1

10 ckpc

10 ckpc

DC haloz = 18.1

• DC halo周辺のガスは電離・高温→ ガス雲のcollapseを加速？

z = 18.1

DC halo

C10 ckpc-4-3-2log Xion-10012log n [cm-3]

3345log Temperature [K]Summary•

DC haloの崩壊過程にEUV輻射が影響を与えるか調べた。
Ø 銀河形成モデルより得られるluminosityの下では

p ガス雲はcollapse
p EUV輻射は光源周辺のfilament構造により遮蔽
p halo周辺のガスが電離されることで、ガス雲の崩壊が促進された。
Ø Luminosity一定モデルとの比較より、

p 構造形成初期の輻射強度が強いとcollapseが抑制される。

•SC16で得られた60個のDCハローについて、光源からの距離RとRstの時間進化を比較。
Ø 多くの場合、R > Rstであり電離の影響は小さい。

Evolution of DC halo (1e41)
3z = 18.11010 ckpc

Density

at A0z = 26.80*-10z = 18.1-1-2

y*z20-20-3

10 ckpc

Xion

Xion ~ 1020-4

log Xion

ycollapsing cloud(2nd DC halo)

log n [cm-3]

2DC halo.

0-20• DC haloの近くに存在する別のガス雲がcollapse(他のモデルではcollapseせず)→ このモデルでも、SMS形成に至る。

.

Model: 1e41 at C

• フィラメントに取り込まれる前に、DC haloが強い輻射にさらされる。
→ 6つのprogenitorガス雲のうち、3つが蒸発→ ガス雲はcollapseせずProfiles (Temperature, density)
Aspherical averagealong the ray indirection of DC halo

10temperature [K]n [cm-3]

100
10104

11030.1

B

101010.1

4103

C

B

105

temperature [K]n [cm-3]

100

A

105

temperature [K]n [cm-3]100

Model SFE0.1
Model SFE0.005
Model 1e41
Model 1e42

510104

10.1

103

0.1

0.01

1-1

distance from the light source [h kpc]

C0.1

1-1

distance from the cloud center [h kpc]

Radiation Spectra
・光源のSpectrumを変えると、電離の影響はどうなるか？
-1 kpc]distance
form the source [h光源ハローからの距離[kpc]distance [kpc]distance [kpc](a) L = 1041 erg s-1

EUVとFUVluminosityの比

10Teff = 104 K
21

R < Rst104 K

105 K0.1(b) L = 1042 erg s-1

10R < Rst

10.10.01

Rst
RJ21, Teff= 104 K
RJ21, Teff=2×104 K
RJ21, Teff= 105 K

0.1

1[cm-3ハロー間の] [cm-3]
光源ハローとDC
numbern density
平均密度 [cm-3]

10

Radiation Spectra
・本計算で用いたSpectrum
104 K Black Body (hv < 13.6 eV)
105 K Black Body (hv > 13.6 eV)

SC16と設定を合わせるため

Ø この時、β (EUVとFUV luminosityの比)は〜１
Ø また、collapse時のJ21 〜 103→ Teff = 2

104 Kのスペクトルに近い計算になっている。Discussion
光源ハローとDCハロー間の-3]平均密度 [cm-3-3]nnray[cm[cm]• SC16で見つかった60個のDC haloについて、電離の影響を考える。
10(a) t = 0(b) t = tdyn

10.10.01

R < Rstcosmic mean density
at z=150.001
0.1

blue: 今回のblue : S1
サンプル

green: S2
red : other DC halos

1
100.1
1
10-1-1 form the source-1
distance[hkpc]
光源ハローからの距離
R[hkpc]R [h kpc]
R [h -1kpc]

Discussion
光源ハローとDCハロー間の-3]平均密度 [cm-3-3]nnray[cm[cm]• SC16で見つかった60個のDC haloについて、電離の影響を考える。
10(a) t = 0(b) t = tdyn

10.10.01

R < Rstcosmic mean density
at z=15

blue: 今回のDCハローは、
blue: S1
サンプル

green:
S2
時間とともに光源に近づくがred : other DC halos

光源との間の平均密度も上昇
0.001
0.1
1100.1 する。
110→ 多くの場合、常にR
> Rst
-1-1
-1
-1
distance
formthesource[hkpc]
光源ハローからの距離kpc]
R [h kpc]
RR[h[h kpc]
→ 電離による影響は小さいと考えられる。