理論懇シンポジウム/CfCAUM 2008/12/15-17⾼精度銀河形成シミュレーション時代の幕開け

斎藤貴之

国⽴天⽂台天⽂シミュレーションプロジェクト
共同研究者
松井秀典、⼩久保英⼀郎、和⽥桂⼀、富阪幸治、牧野淳⼀郎(NAOJ)、台坂博(⼀橋)、吉⽥直紀(東⼤)、岡本崇(筑波⼤)、⾺場淳⼀(東北⼤)

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初期条件• 我々の宇宙がどのような進化をするかは極めて正確にわかっている– 冷たい暗⿊物質が⽀配する宇宙• 宇宙背景放射、銀河サーベイなどの結果から– ⼩さな構造が先にでき、それらが合体成⻑する
階層的構造形成宇宙
Tegmark et al. 2003

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Dark matter はO.K.

理論懇シンポジウム/CfCAUM 2008/12/15-17銀河形成の詳細は解っていない

Hogg, D. & Blanton, M.R.

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銀河形成シミュレーション• 宇宙– Inflation– BigBang– CDM+CosmologicalConstant• 物質– ダークマター– バリオン

• 物理&モデル– 重⼒– 流体的相互作⽤(圧縮性)– 放射冷却– 星形成– 超新星爆発– ⾦属量進化– (磁場、輻射、宇宙線等)

ほとんどが粒⼦計算 (1)質量分解能：〜106M◎、(2)ガス：T>104K、(3)空間分解能：〜kpc

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ΣSFR [M◎/kpc2/yr]星形成パラメータは⼀般に SchmidtKennicutt 関係を再現するように選ばれる

ehT

esobedvrSKlrenoiat• 典型的な星形成条件(Stinson+2006)– 密度条件 : nth > 0.1個/cc– 温度条件 : T <15000K– ▽・v < 0• ρ*= C*ρgas/tdyn∝ρgas1.5– C*〜0.1-0.01• 星粒⼦は、同じ時刻に同時に⼀様な⾦属量の元で⽣まれた恒星の集団として扱う
Governato+2007– Single Stellar Population 近似

Σgas [M◎/pc2]

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DMGasStar

時間進化Abadi+2003

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⾓運動量問題DiskDM

StarsAbadi+2003• バリオン塊の形成• ⼒学的摩擦による沈降• バリオンからDMへの⾓運動量輸送• 低⾓運動量恒星成分(=バルジ)質量⼤
初期の銀河形成シミュレーションからこの問題は認識されていた(e.g.,
Katz &Gunn 1991, Navarro Benz
1991,Steinmetz &Navarro1999)

Tully-Fisher 関係が再現できない

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Satellite 問題• 観測されるサテライMoore+(1999)
ト銀河の数と、シミュレーションから得られるサブストラ
クチャの数の不⼀致シミュレーション – ⽯⼭智明さんの講演– 岡本崇さんの講演

観測Effects of feedback on
the morphology of galaxies

With (strong) feedback

Without feedback
Thacker Couchman 2001

See also:Sommer-Larsen+2003,Robertson+2004,Okamoto+2005,
Governato+2007,2008, Mashchenko+2008

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バリオンプロセスが重要• バリオンは、collapse 後に⾓運動量を失う– バリオンÆダークマター

Zavala+2008• SF/FBモデルによって、⾓運動量の輸送効率が変わるÎ銀河形態が変わる(Okamoto+2005,Zavala+2008)• バリオンプロセス(SF/FB)の扱い(精密化)が重要

理論懇シンポジウム/CfCAUM 2008/12/15-17⾼分解能シミュレーションへ

⼀つのSPH粒⼦

Wada Norman 2001

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6Higher resolution than 10 M◎!

• 重⼒収縮に伴う分裂を扱うためには、Jeans
質量を分解する必要がある:
Nngb x MSPH < MJeans(r,T)• nH ~ 102/cc(分⼦雲)Equilibriumtemperatureを分解するためには
10 M
MSPH ~< 10 M◎• 従来にない⾼分解能
10 M
シミュレーションが10 M
必要
10 M
Log 温度[k]

632

◎

◎
◎
◎

Saitoh+2008a PASJ

Log 密度 [nH]

理論懇シンポジウム/CfCAUM 2008/12/15-17Obs星形成条件とディスク構造と⼤局的な星形成の性質

AC

Low-nth run

High-nth run

104K<T<108K

10K<T<108K

nth=0.1nH/cc nth=100nH/cc
1. 星形成の密度閾値は銀河構造に⼤きな影響を与える
2. SFR, Σgas-Σsfr-relation はそれの影響を受けない
3. High-nth run では、C*依存が弱くなる Saitoh+2008a PASJ

Antennae

Conventional simulationsof galaxy-galaxy merging

相互作用銀河スターバースト• スターバースト• 低分解能計算(⼀粒⼦:106M◎)• 星団形成(106-7M◎) • 合体の最後にスターバースト

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Shock-induced SF model
n=1.5, m=0, C*=0.025dρ*/dt=C* ρn MAX(dU/dt,0)mn=1, m=0.5, C*=0.5• First encounter でのstarburst• 広がったSF regions
Barnes 2004 MNRAS

Merger simulations• Two equal mass galaxies (1011M◎)– Parabolic orbit• Gravity, Hydrodynamics, Radiative cooling,FUV, Star formation, TypeII SN– ε=20pc– Z = 0.5 Z◎

Ｉｄｅａｌ ｏｒｂｉｔ

Saitoh+2008b PASJ

Simulation of galaxy-galaxy merging

Green: dense gas, brown: diffuse gas, white points: young stars
Visualization: Takaaki Takeda

理論懇シンポジウム/CfCAUM 2008/12/15-17“Starburst” at the first encounter
我々のモデル従来のモデル• 初期遭遇直後にスターバースト• 従来のシミュレーション (Tcut = 104K)では現れない

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#01

#11

• Tform～107yr• Mstarcluster~106-7M◎• No Dark matter
Saitoh+ in prep.

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他の⾼分解能シミュレーション• Wada & Norman (1999,2001), Wada (2008)– ISM 構造、乱流、星形成、フィードバック• Tasker & Bryan (2006,2007)– ISM 構造、星形成、フィードバック• Wang & Abel (2007)– ISM, 磁場• Susa (2008)– 輻射輸送計算• Robertson & Kravtsov (2008)– 分⼦雲形成と分⼦雲内星形成• Agertz+(2008)– ISM 構造、乱流、星形成、フィードバック

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AMR galaxy simulations• Cosmological simulation はまだ多くない– Kravtsov (2003)
z=4まで lmin=0.26kpc– Kravtsov & Gnedin (2005) z=3まで lmin=0.26kpc– Joung+(2008)z=3まで lmin=0.84kpc/h– Gibson+(2008):収録
z=0まで lmin=0.3kpc/h• z=0まで完⾛した最初の AMR GF simulation (でもM.C.なし)• 孤⽴銀河 simulation (ISM 進化に注⼒)– Tasker & Bryan (2006,2007)• Star formation and feedback– Tasker & Tan (2008)• Molecular clouds formation and evolution– Wang & Abel (2007)• MHD

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AMR simulation by Joung+ 2008
• CDM simulation V=27.3/h Mpc3, Lmin = 0.84/h kpc
comoving. z=3まで– Computer: NCSA Tungsten Dell Cluster(?)– Code: ENZOARM なら何もかもがうまくいくというわけでは当然ない

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Euler スキームで GF 計算する際の困難• Time step 問題– Δt = C ΔX/V : ΔX ＝メッシュサイズ、V 〜200km/s– ⇔ラグランジュスキーム
• Δt = C ΔX/Vσ : Vσ 〜10km/s(速度分散)• 数値拡散– ⼀周30000メッシュ@R=5kpc(Δx=1pc)• 107年で2000メッシュ(Δx=1pc&V=200km/s)– ⾼次スキーム？(そんなのをAMRに実装するのか？)•1Gyr 進化

1Gyr 進化
並進運動有

1Gyr クラスタを進化させた時のプロファイル進化– AMR は並進運動があるとcore が溶ける

Tasker+(2008)

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GFシミュレーション研究の展望
トー
レ か
現象論的アプローチプ
送 流体 進化 進化 ン 線と H
輸
射 磁気 化学 星団 MFテ宇宙 SMBI
輻

106M◎
104M◎
102M◎

SSP近似の限界

1M◎
恒10-2M◎
10-4M◎
10-6M◎

1991

2008

201?

星形成
惑

星形成

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まとめ• 銀河形成シミュレーション– ⾓運動量問題• バリオンプロセスの扱いが重要– 現象論的なFBモデルでとりあえず解決+α• “⾼精度”銀河形成シミュレーション– 現実的なEOS/SF/FBモデルの導⼊– 銀河構造の⾻格が⾒えてきた• VERA/JASMINE の成果に期待– AMR GF シミュレーションも始まった！

• AMRなら全てがうまくいくという単純なものではない• AMRならではの困難との闘い• 粒⼦計算と結果を⽐較しつつ