輻射流体計算による初代星周囲の21-cm線シグナルの見積もり
第4回SKA研究会「銀河進化と遠方宇宙」@アーデンホテル阿蘇

名古屋大学宇宙論研究室（C研）

M1 田中 俊行
共同研究者: 長谷川 賢二 (名古屋大学), 矢島 秀伸 (東北大学)

1. 導入モチベーション
SKAに代表される次世代電波干渉計によって, 初代星周辺からの21-cm線シグナルが観測されることが期待されている. その次世代観測のデータ解析のためにも, 初代星がどのように見えうるのかを予言する必要がある.

z1100

30

100

初代星
形成
21-cm線
https://universe-review.ca/F05-galaxy06.htm

1/12

1. 導入21-cm線
中性水素の超微細構造由来の放射21-cm線

陽子電子
スピン平行

スピン反平行2/12

1. 導入スピン温度 TSn1g1=expn0g0✓

E10k B TS◆g : 自由度0 : スピン反平行のラベル

E10 : 超微細構造の準位間のエネルギー差

1 : スピン平行のラベル

n : 数密度スピン温度を決める3つの物理過程
・CMB光子との相互作用
・H, p, e との衝突
・Lya 光子との相互作用 (WF 効果)
11
T+(x+x)T↵cgas
TS 1 = CMB
1 + x↵ + xcx↵ xc : Lyaと衝突の結合定数3/121. 導入

輝度温度: 21-cm線の観測量
Tb ⇡ 9fHI (1 + HI )(1 + z)

1/2



TS

TCMB (z)TS[mK]
Furlanetto (2006)

Tb は3つの物理量で決まる

中性度 :fHI

密度 :⇢HI ⇢¯HI,IGM
HI =⇢¯HI,IGM

スピン温度 :

TS4/12

1. 導入

輝度温度: 21-cm線の観測量
Tb ⇡ 9fHI (1 + HI )(1 + z)

1/2TSTCMB (z)TS[mK]
Furlanetto (2006)

Tb は3つの物理量で決まる

中性度 :fHI

密度 :⇢HI ⇢¯HI,IGM
HI =⇢¯HI,IGM

スピン温度 :TS輻射流体シミュレーション
4/12

1. 導入先行研究 Yajima+ 2014
- 1次元輻射輸送シミュレーション- 静的かつ一様な IGM- 光子脱出率 = 0.5- Lyαの輻射輸送- z = 10

Mstar = 200M

tevo = 107 yr

Detectability
log |h Tb i| [mK]revised Yajima+ 14log✓ [arcmin]（moon: ✓ = 30）
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1. 導入先行研究 Yajima+ 2014
- 1次元輻射輸送シミュレーション- 静的かつ一様な IGM- 光子脱出率 = 0.5- Lyαの輻射輸送- z = 10

Mstar = 200M

tevo = 107 yrDetectability
log |h Tb i| [mK]revised Yajima+ 14

本研究: ガスの運動と初期密度プロファイルを考慮する
log✓ [arcmin]（moon: ✓ = 30）

より現実的に!
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2. シミュレーションセットアップ
ハローの初期密度プロファイル
n(r) =⇢

2n0 (rJ /r)(r  rb )nIGM (z) (r > rb )数密度分布の時間発展

3

initial1M years
5M years
10M years

log n[cm 3 ]rJ = 2.034[pc] rb = 3.304[kpc]n0 = 103 [cm 3 ]nIGM (z = 10) = 3.66 ⇥ 10 4 [cm 3 ]

n(r)
ISM

n00-3-4

IGM-2-101

log R[kpc]nIGMrJrbr6/120log XHII

3. 結果

z = 10tevo = 107 yr
Mstar = 200M

10^7年計算した場
合, ガスの運動と初期密度プロファイ
ルを考慮してもあまり変化が見られなかった. つまり,Yajima+ 2014のセットアップは良い近似になっていることがわかった.

Tb [mK]

プロファイルの影響

log T [K]

ガスの運動と初期密度-1

Static &Uniform-2

Yajima+ 14Dynamics& Uniform

Dynamics& Profile-3Tgas
43TS2TCMB
1600-60-12012312log R[kpc]

312

37/12

0log XHII

3. 結果
ガスの運動と初期密度プロファイルの影響

z = 10る10^6年の計算でlog T [K]星の寿命程度であは, ガスの運動と初期密度プロファイ
ISM内が電離しきらず, IGMの加熱が効きにくくなるので, より深い吸収線が見られた.

Yajima+ 14

Dynamics& Profile

100Tb [mK]

ルを考慮した場合,-2Dynamics& Uniform-3Tgas43TS2TCMB
1tevo = 106 yr

Mstar = 200M

-1

Static &Uniform

0-100
-200
123

12log R[kpc]31238/12

3. 結果log XHIItevo = 106 yr

-1-3
43
2
150Msolarでは, 電離波面が内側にとどまり, 加熱も比較的効かないため, 内側に非常に深い吸収線が見られる.

くなる.

500M

200M-2TSTCMBTgas

Tb [mK]り, 吸収線の底は浅50M

1000500Msolarでは,200Msolarと比べて電離波面は広が0log T [K]星の質量依存性
z = 10-200-400-600

12312log R[kpc]31239/123. 結果

初代星周囲の輝度温度分布と質量依存性
tevo = 106 yr
200500M

50M

100200250tevo = 107 yr
200500M

100-50100200[kpc]

50M

-100

100[kpc]

-150
200M

100M-200[mK]

200M

100M

z = 1010/123. 結果

22

観測可能性

Preliminary

50M
1Myr

ラーのシンボル) は先行研究のセット10Myr

アップ (黒のシンボル) に比べて, 観測可能性が高くなる方向に効く.
また, 低質量ほど時log |h Tb i| [mK]

本研究の結果 (カz = 10200M

500M

SK11Aのノイズ間変化が大きい.
10furlanetto 2009T ⇠ 20[mK]

00 00✓

410 mAe↵

1000h2◆✓log10arcmin✓0h✓ [arcmin]◆2 ✓1+z10◆4.6 ✓11MHz 100h
⌫ tint

◆1/2

11/12

4. まとめガスの運動とガスの初期密度プロファイルを考慮して, 輻射流体シミュレーションを行った.
□ 計算時間依存性→10^7年の計算では, 先行研究と比較して, あまり変わらなかった.
Yajima+ 14のセットアップは良い近似であることがわかった.
→10^6年の計算では, まだ加熱が十分効いていない段階にあるため,より深い吸収線が見られた.

□ 星の質量依存性→低質量では電離波面があまり進まず( 50M で~20pc), その外側に深い吸収線領域が見られる.

→大質量では電離波面が広がり, 吸収線の底は浅くなる.
□ 観測可能性→先行研究より観測可能性が大きくなる.
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