第一世代星の超新星爆発による初期世代星形成の誘起
佐久間 優(立教) 須佐 元(立教)2006 @ 理論懇シンポジウム1初期世代星研究の重要性
宇宙再電離の観点から・・・
・近年のSDSSやWMAPなどの観測から、宇宙再電離の詳細が明らかになりつつある。 再電離時期は z~11 ??
・宇宙再電離は宇宙全体の加熱を伴い、その後の銀河形成･進化に大きな影響を与える。初期世代星は宇宙再電離の重要な源であり、宇宙の熱的な進化を考える上で重要!!

重元素起源の観点から・・・
・高赤方偏移のクェーサー吸収線観測から、Z~5 ではすでにかなり多くの重元素が存在していることが確認されている。初期世代星の超新星爆発は初期の重元素汚染に大きく寄与していると考えられ、初期世代星はその後の宇宙の化学的な進化を考える上でも重要!!

初期世代星の形成メカニズムを明らかに！

2

本研究の位置づけ

初期世代星形成期

3(時間進化)第二世代星形成？

･)第一世代星自身の超新星爆発による星形成の抑制 促進第一世代星自身の紫外線輻射による星形成の抑制 促進･星形成 第(一世代星原始ガス雲の自己重力による進化 初(代天体形成 )宇宙初期の密度揺らぎの成長

注目!!

Main cooling processes in primordial gasⅰ) Radiative recombination(H+ + e→ H +γ)ⅱ) Collisional ionization(H + e → H+ + 2e)

-21
-22

cooling rate(H)cooling rate(H2)cooling rate[erg/cm3/sec]

・H cooling-23-24ⅲ) Collisional excitationⅳ) free-free

・H2 coolingⅰ) H2 radiative cooling is causedby Rovibrational transitions.
ⅱ) H2 dissociation cooling(2H2→2H+H2,H2+H→3H)-25-26-27-28
10^210^310^410^510^6T[K]H2 fraction : fH2=1.0×10-44

free-fall time(tff)とcooling time(tcool)・tffと tcoolの比較から、系が冷却され収縮するかどうかを考える(μ:平均分子量 , Λ:冷却率 )−111.
5kTvirµ3π2)t ff = (, tcool =nvir Λ (Tvir , nvir )32Gρ vir

tff>tcool

・系の要素が自己重力で収縮する前に系外部にエネルギーを逃がすことできて、自己重力により収縮可能。

tff<tcool

・系の要素が自己重力で収縮する前に系外部にエネルギーを逃がしきれず、ビリアライズしたままでそれ以上収縮できない。

5冷却領域からわかる初代天体質量と形成時期
初代天体の質量と形成時期: Mgas~106Msolar , z~40(3σ obgects)→ 第一世代星形成!!と同時に･･･
第一世代星近傍には重力収縮しながらも、星を形成するまでには至らなかったガス雲が多数存在。

Mgas~104-106Msolar ,Tvir<2000K→第一世代星の超新星爆発によって、近傍に存在するガス雲で星形成を促すことができるのでは??
6

Nishi & Susa 1999

※ :1σ,2σ,3σは密度揺らぎがビリアライズした時のlocation

Initial condition
low mass gas cloud

Host disruption

Host cloudⅰ) Collapse of primordial gas ⅱ) Formation of first generation star
SNR

Initial condition :Mgas=105Msolar
ESN=1052 [erg]ⅲ) UV radiation
survivedisruptionSNsurvive･

ρ=ρ0 (cosmic density)7ⅴ) SN feedbackⅳ) Radiative feedback

時間進化

超新星残骸の進化
shell
高温、高圧低密度爆発(E~1052erg)
自由膨張段階Mejecta>MshellR∝t,v=const

Sedov膨張段階
断熱膨張
R∝t 2/5,v∝t -3/5,T∝t -6/5

低温、低圧
低密度

圧力駆動雪かき段階
内部気体はほぼ断熱膨張
R∝t 2/7,v∝t -5/7,T∝t -10/7
運動量保存雪かき段階
・Shellが放射冷却によって内部エネルギーを失うことで、断熱膨張と異なる状況へ移行。
tcool=texp(←shell)

運動量保存にしたがって膨張R∝t 1/4,v∝t -3/4
音速程度までに減速。超新星残骸は星間ガスと一体となってしまう･･･ 8

SNの衝撃波によるガスへの影響
T=Tvirshock front

T=TSNRshock front

T=TSNR

通過と同時にガス雲を加熱･ Main two channels for the formation of H2 in primordial gas.
a) H− process :H + e → H−+ γ
H−+ H → H2 + eb) H+H + H+ → H2+ + γ
H2+ + H → H2 + H+process :ガス雲が加熱されることで①触媒となる電子、プロトンを形成。
②反応速度の向上。
H2の形成促進。ガス雲は冷却され、収縮が始まるのでは??

9星形成が起こり得る領域とは??
衝撃波の進行方向ガス雲が極近傍にあると･･・
衝撃波のshellのもつ大きな運動量によりガス雲は吹き飛ばされ飛散してしまう。
→ Inner boundary
衝撃波が通過することでガス雲を高温にしてH2生成を促進。
放射冷却が起こり重力収縮を助ける。
SN explosion

time scale 評価へ･･

ガス雲が遠方にあると･･･
衝撃波の温度がへたってしまう。そのためガス雲が収縮をするための放射冷却に必要なH2生成を促すことができず、収縮できない。
→ Outer boundary
10Inner & Outer boundary
・Inner boundary → Disruption effect( M b + m)V > mv ：shellのもつ運動量ではガスをダークハロー
ポテンシャルから逃がすことはできない。

v

吹き飛ばしてしまう。

t1 ~ 2 . 23 × 10 5 yrrm

( M b + m)V < mv ：shellのもつ運動量によりガス(バリオン)を( M b + m)V = mv

Mb,V

R1 ~ 240 pc

・Outer boundary → Promotion of H2 formation by heating→ガス雲の温度をT>2000Kに加熱することができないと水素分子形成を促すことができない。TSNR=2000Kとなる距離が外縁境界。

TSNR (t ) = C (ESNρ02 27

RS →P ) × tt 2 ~ 3 .28 × 10 7 yr

−107= 2000K

R 2 ~ 1 . 53 kpc(C~const)
11タイムスケールによる制限
r5 k
texp = = r×( × ×T)−0.5cs
3 µHr :ガス雲の半径Cs :加熱された温度に対応する音速
Cooling time：

1.5nH kTSNRt cool =µΛ H & H 2 (TSNR )Free-fall time：
13πt ff = () 232 G ρ vir

10^9tcool<texp,tff
10^8･

10^7timescales [yr]Expansion time：･

10^610^510^4cooling time (H&H2)
expansion timefree-fall time

10^310^510^6T~104K
10^710^8elapsed time from SN explosion [yr]・衝突の瞬間のタイムスケールに注目!
ガス雲が収縮し始めるか否かを評価

12ガスの温度進化とタイムスケールの変化
109:cooling time of H&H2&HD(fH2=2.0×10−3)
108:expansion time
(Mgas= 105Msolar)･ガスをビリアル温度以下にまで冷却することができれば、その後のさらなる冷却、収縮の可能性あり!
星形成へ･･･

timescales [yr]:cooling time of H&H2
(fH2=1.0×10−4)

Mgas=105Msolar

･×

･

107

106

tcool=texpとなるところまで冷却可能!
Tvir~600K
10100

1000

Temperature of gas cloud [K]

10000

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(補)ガスの温度進化とタイムスケールの変化
texp はガスの質量に依存
いろんな質量のガス雲に対して評価。

109108×･Mgas~8×104Msolarより大きな質量のガスに対してはSNの衝撃波によってガスの温度をビリアル温度以下に下げることができる。
※1 : 垂線はそれぞれの質量に対するビリアル温度

107×××××

cooling time
(H&H2&HD) :expansion time

106

10

1×104Msolar :2×104Msolar :5×104Msolar :1×105Msolar :2×105Msolar :5×105Msolar :

100
1000
Temperature of gas cloud [K]10000

ESN-Mhost diagram･Mhost>107Msolar :第一世代星からのUV放射による電離フロントは hostcloud内にとどまり、host内は高密度(~104cm-3)なまま。
･Mhost<106Msolar :第一世代星からのUV放射による電離フロントは、ただちにharo内を掃いて密度を減らす(~0.2 cm-3)。

×1053
SNRはhost を抜け出せる。

×1052×host 内で音速程度までに減速、抜け出せない。

×1051

×××

×

(Kitayama, Yoshida, Susa & Umemura 2004)

初代天体(~106Msolar)の中心に形成された第一世代星SNの中で、ESN>1052のエネギーをもつものはhost cloudをぬけ出し他のハローへ影響を及ぼす。

host 内は高密度のまま、抜け出せない。

1050
105××××

106
Mhost[Msolar]

××
107

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Conclusion
ESN~1052-1053 [erg] のような大きなエネルギーをもったsupernova(e.g. hypernova or pair-instability supernova) では、SNの衝撃波がhost cloud を抜け出し近傍のガス雲に影響を及ぼす。
①ρ=ρ0 , ESN=1052 [erg] では･･･~0.8-5.0×105Msolar のガス雲に対してSN中心からの半径が~ 0.45 kpc < R(t) < 1.10 kpcの領域において、SNによるpositive feedback が働く可能性があることがわかった。
同様に･･･②ρ=ρ0 , ESN=1053 [erg] では 下限値に領域の幅ができて･･･
0.8×105Msolar :1.0×105Msolar :2.0×105Msolar :5.0×105Msolar :~ 1.89 kpc < R(t) < 2.31 kpc~ 1.70 kpc < R(t) < 2.31 kpc~ 0.95 kpc < R(t) < 2.31 kpc~ 0.89 kpc < R(t) < 2.31 kpcとなり、ESN=1052 のときと同様に、low mass(~104Msolar) のガス雲に対してはpositive feedback は働きにくいことがわかった。

16Discussion
さらに詳細に･･･① primordialにおける詳細な元素組成を詳細に考慮
非平衡化学反応をちゃんと計算!!
② metal は･･･ⅰ) 考慮すれば冷却効率が上がり、星形成領域はより広範囲に??
ⅱ) metal を含んだSNRとprimordial gas の衝突を考えることになるが、これらの混ざり方はよくわかっていない･･･
ⅲ) metal-poorなlow mass star formation を説明できるメカニズムの可能性も??
今後は････球対称1次元流体計算を数値的に解く。実際に収縮が進み、星形成につながるような高密度領域を作るかどうかを評価。
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