初代星の影響を考慮した高精度
初代銀河形成シミュレーション
安部牧人 (筑波大学)
共同研究者：
矢島秀伸 (筑波大学)、Sadegh Khochfar (Edinburgh),
Claudio Dalla Vecchia (Kanaria), 大向一行(東北大学)
銀河進化と遠方宇宙@神奈川大学 2019/03/12

Introduction(Robertson+10)• 初代銀河 (z > 10, M >~ 108 M◉)• 銀河の最も基本的なbuilding block• 再電離光源の候補天体• 初代銀河のような低質量銀河の個数が重要• 次世代観測機器のターゲット• 天体形成/宇宙論ともに重要な天体(UV luminosity density, Robertson+13)

初代星形成から初代銀河へ
ﬁrst galaxy (>~108 M◉)

time• Pop III を形成したガスが集積、初代銀河へ• どれくらいmetal enrichされたガスがどのように集積してくる？

• Pop III 形成はいつまで続く？

SN• Pop III IMFがどれくらい影響する？

SNPop IIIUV radiation• Pop III 形成 (minihalo ~ 106M◉)• 光電離/光解離フィードバック、超新星爆発、重元素汚染

Pop III stars: high-resolution simulation• Cosmological hydrodynamic simulation
MPopIII = 13 M⊙

recollapse (CCSN)(Chiaki+18)

MPopIII = 170 M⊙

external enrichment (PISN)

Metal enrichment of minihaloes by nearby Pop II SNe• 初代星単体を分解した高解像度計算 (small scale simulation)• 高解像度を保ったまま、初代銀河が形成される過程を追う計算を実行

初代銀河形成シミュレーション• 宇宙論的流体力学計算 (Gadget-3, Springel+01, Springel 2005)•primordialガスの非平衡化学反応 + metal-cooling•SN フィードバック (thermal, Dalla Vecchia & Schaye 12)•光電離/光解離 (Lyman-Werner) フィードバック•星形成•Pop III - Pop II critical metallicity : Z = 10-4 Z◉ (Johnson+13)•Pop III : Salpeter-like IMF (10-500 M◉),random sampling• core-collapse SN (10-40 M◉)
pair-instability SN (140-260 M◉)•Pop II : Chabrier IMF (0.1 - 100 M◉)(Hirano+15)(Susa+14)

Model• Zoom-in initial simulation•

MUSIC code (Hahn & Abel 2011)z=9• M8run (ﬁducial)• 108 h-1 M◉ at z = 9• M8run̲woLW• Lyman-Werner feedbackなし• M8run̲ﬂat• ﬂat Pop III IMF• M9run• 109 h-1 M◉ at z = 9mass-resolution:mSPH ∼ 10 h −1M⊙ , mDM ∼ 60 h −1M⊙
4 cMpcsoftening :ϵ ∼ 90 cpc

初代銀河形成シミュレーション

~60 ckpc

Metal enrichment
z=16密度metallicity

温度z=14z=10

Pop III - Pop II transition• Metallicity PDF in zoom-in region
z=16Pop III

z=12z=10

Pop II
high density(n > 100/cc)

All gasM8run

Pop III - Pop II transition
cumulative stellar mass (zoom-in region)

Pop II + Pop III
Pop III

M9run

M8run

Floating time
• SNによってIGMに放出されたガスが再びハローに取り込まれるまでの時間

M8run

M9run

Lyman-Werner feedbackcumulative stellar mass
(zoom-in region)

gas fraction in main-progenitor

Pop II + Pop III
0.0M8run̲woLW

M8runlog ((Mg/Mh)/0.15)

Pop III-0.2-0.4-0.6-0.8

SN feedbackによるgas loss

LWによるPop III形成の抑制
M8run vs M8run̲woLW

Impact of Pop III IMF• 初代銀河に初代星の痕跡は残るのか/いつ忘れるのか
ϕ(M) / M• SN energy per unit stellar mass↵

ESN,CC = 1051 erg (10-40 M◉)<latexit sha1_base64="bnPzzO7AZMA9qEbdN7vfMkYDO/s=">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</latexit>
sha1_base64="gmJgbMpEzwo+pferj/+cQK5Qvys=">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</latexit>
sha1_base64="l2W9NZqKyOE0QDDNzDAeNY6JSr8=">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</latexit>

NCC : NPI = 0.85 : 0.02

ESN,PI = 1053 erg (140-260 M◉)

CC優勢(Heger & Woosley 02)✏SN =NCC : NPI = 0.06 : 0.24

<latexit sha1_base64="J5FR1zDiPyR/KdMQ1t0SEkfK5Vw=">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</latexit>

R MmaxdM ESN (M )Mmin
R MmaxdM (M )Mmin

ϵSN = 8.5 × 1049 erg/M⊙ (Salpeter)

PI優勢

M

ϵSN = 9.6 × 1049 erg/M⊙(Flat)

単位質量あたりの放出エネルギーはほぼ同じ

Impact of Pop III IMF
baryon fraction (main-progenitor)

cumulative stellar mass(zoom-in region)
Pop II + Pop III
Pop III

baryon fraction
halo mass

Flat IMF
Salpeter IMF• Flat IMF：PISNにより銀河中のガス密度が低下、星が形成されない• Pop III IMFの形によってPop II 形成開始時期が変わる

Floating time
Flat IMF

Salpeter IMF
リカバーされた割合:
57% for Salpeter IMF
24% for Flat IMF

まとめ• 初代星のUVフィードバック、超新星爆発を取り入れた高解像度初代
銀河形成シミュレーション• Pop III - Pop II transition: z ~ 12-15 (Salpeter IMF)
• LW feedbackによるPop III形成の抑制• SNの頻度が低下、結果的に銀河中のbaryon fractionが上がる• Impact of Pop III IMF: 初代銀河の星形成史に大きく影響• PISNによるgas poorな初代銀河、星形成の抑制• z ~ 9でもPop III 形成の痕跡を残す可能性がある