紫外線輻射場内での球状星団形成およびその力学進化
長谷川 賢二（筑波大)、梅村 雅之(筑波大）、FIRSTプロジェクトチーム
ABSTRACT
我々は、紫外線輻射場内での球状星団形成の可能性を探ることを目的とし、一次元球対称のもとガス、ダークマターダイナミクスを輻射輸送、水素分子を含んだ化学反応と矛盾なく解いた.
を含んだ化学反応と矛盾なく解いた. さらに、この計算では冷えたガスからの星形成とその運動も考慮している.
さらに、この計算では冷えたガスからの星形成とその運動も考慮している.その結果、紫外線輻射場内で形成された天体は、球状星団のような非常に高密度な天体になりうることを示した.
天体は、球状星団のような非常に高密度な天体になりうることを示した. さらに、我々は宇宙年齢程度の非常に長い時間わたるの星団力学進化を筑波大
学の宇宙シミュレータFIRSTを用いてシミュレーションした.. その結果、我々のシミュレーションによって形成された天体は、Fundamental
学の宇宙シミュレータFIRSTを用いてシミュレーションした
その結果、我々のシミュレーションによって形成された天体は、Fundamental Plane上ではPlane上では観測される球状星団とよく一致することを示した.
観測される球状星団とよく一致することを示した.

Introduction球状星団形成はPop III stars▲自己遮蔽効果によって星団が形成された場合

 Pop II の星で構成されている☞エネルギー散逸が小さい多くの球状星団は宇宙再電離期以降に形成

低密度かつDMが支配的な星低密度かつDMが支配的な星団が形成される.
団が形成される.

非常に高密度な天体 : ρ = 103 M/pc3

WMAP 3years results

Reionized
universe !

質量高度比が低い: M/L~2（ほとんど星成分）

zr~10Metal-poor([Fe/H]~-1.5)とmetal-rich ([Fe/H]~-0.5)のsubpopulationが存在(それぞれ起源は異なる!?
（Forbes ＆ Forte 2001))
自己遮蔽臨界密度(Tajiri ＆ Umemura (1998)）

Effects ofof UVUV radiationradiation
Effects
negative

DM成分が支配的DM成分が支配的Star

Fig5 ●の場合の質量分布
ＤＭ●超音速落下によって星団が形成された場合☞エネルギー散逸が大きい !!

球状星団が紫外線輻射場内で形成された可能性を示唆

positiveＤＭ

星成分の速度分散の影響を受けていた！？

球状星団の特徴

観測との比較
観測との比較

Fig.4 ▲ の場合の質量分布
球状星団の年齢分布(Puzia et al. 2005)−1 / 5・中性水素の電離星形成の阻害

・水素分子の光解離
・光加熱
ガス温度 ~10104K

ビリアル質量~ビリアル質量~108M 以下の原始雲収縮の阻害.

・電子の増加水素分子形成の促進 M 
3/ 5ncrit = 3.52 ×10 − 2  6
 I 21
 10 M sun 
自己遮蔽効果が有効に効く場合(n>ncrit), ガス雲はコラプス可能(e.g. Kitayama et al. 2001)

σ ∝ L1/2

σ ∝(M/RM/R))1/2
∝

M1/3

∝

L1/3

Simulations

コンパクトな星団が広がった
DMハロー中心に形成される
DMハロー中心に形成される..

Star星成分は中心に集中●は初期質量が大きいほどエネルギー散逸が大きい■初期質量がジーンズ質量を超えていた場合

Fig6 ■の場合の質量分布ＤＭ

傾きはσ ∝L 1/3（紫外線無しの場合）より急になる☞エネルギー散逸が小さい

DM成分が支配的
DM成分が支配的■の場合、大きなエネルギー散逸は起こらない.
Star

低密度かつDMが支配的な星低密度かつDMが支配的な星団が形成される.
団が形成される.

高密度星団の上限質量が存在

Mmax~5106M

H2 formation
・H ＋ e -→ H- ＋ γ

H - ＋ H → H2

・H ＋ H+→ H2+ ＋ γ

H2+ ＋ H → H2 + H+

Dynamical Evolution of GCs＋ e-

N体計算によって、母銀河の潮汐場内での高密度星団の力学進化をシミュレーション

球状星団のように低質量かつ高密度な天体が紫外線輻射場内で形成できるか否かをあきらかにすることを目的とした.
形成できるか否かをあきらかにすることを目的とした.

Formation process of GCs

dmb= 4πrb2 ρ bdrb

等方的な速度分散を仮定

d 2 rsGM (< rs )=−dt 2rs2

d 2 rbdP GM (< rb )= −4πrb2−+ Λ 0 H 02 rb + f rad
dt 2
dmb
rb2

・ Two-body relaxation (Spitzer ＆ Hart 1971)
1/ 2t rh ≈ Star fromation criteria(1) Tg < 2000K ,(2) Vr < 0(3) dρ/dt > 0duP dρ b Γ − Λ=+dt ρ b2 dt
ρbk B ρ bTµmp

Mgalaxy=109M

線形段階から計算を開始

原始雲に紫外線を照射~100=20３（上図1（上図1→2）完全に電離されてしまったガス雲
でも、ガスの落下速度が音速（~ 10km/s）を超でも、ガスの落下速度が音速（~10km/s）を超えている場合には収縮を続けることが可能
えている場合には収縮を続けることが可能..
（上図2（上図2→3）最終的には、自己遮蔽効果によって紫外線を遮蔽することで星形成可能になる.て紫外線を遮蔽することで星形成可能になる.

強上で示したような形
成条件は強い輻射場において実現される.

●超音速落下による形成

Collapse redshift zc

輻射強度Collapse redshift zc

２

Fig3. 強い輻射場の場合 (I(I 21=1)

弱LOG (M ini/M)

１どちらのシェルも完全電離

Fig.2弱い輻射場の場合(I21Summary and Discussions
我々は、紫外線輻射場における球状星団形成シミュレーションを行った.

Evaporate=10-2)(iv) Go back to (i)are shown

Fig.1ガスシェルの時間進化

紫外線入射⇨time■0.25Gyr■1.98Gyr■3.95Gyr■8.90Gyr■11.3Gyr■13.5Gyr

Gravothermalevolution

I21 is intensity at Lyman limit in unit of
10-21ergs cm-2s-1Hz-1str-1

音速を超えていたシェルはコラプスindex
123
45time

進化の方向(重元素は含まない)

Pop III halo周囲のHII領域で予想される有効的な輻射強度: 10-3< I21 < 103

collapse(iii) Using predicted index
values, determine 12the new timestep
3of the integrated
4particles.
5⇨ Mtot/M* （∝L / M）は減少していく.
していく.

球状星団

Circular orbit :400pc

timem* >> mDM,である為、DM粒子である為、DM粒子は外側へ掃き出され、潮汐力によってはぎ取られやすい.
によってはぎ取られやすい.

3/ 2

M=106Mの場合、宇宙年齢（~ 14Gyr)は 2.8trh程度

輻射源としてPop III star( Teff = 105K)の黒体放射を仮定

紫外線入射⇨

6.5 ×1010 yr  M   1M sun  rh  
ln(0.4 N )  106 M sun   m  10pc 

加熱率、化学反応係数決定のため

非平衡化学反応 : e-, H, H+, H-, H2, H2+

index12345(i) Select the particles
with minimum ti+dti.
(ii) Integrate the thoseparticles to new time.

一次元計算から得られた結果（fig.5)を採用

星形成 ＆ 運動一次元球対称流体計算（含DM）

Results
Results

m* = 79.3M
mDM= 7.63M

Initial condition：

Simulation code (Kitayama et al. (2001))

紫外線輻射輸送:粒子数: N*=214 for stars, NDM=218 for DM
M * = 1.3 106M
Ex.)M DM= 2.0 106M

Methods
Methods

P = (γ − 1) ρ bu =

Algorithm: Block timestep method (Makino 1991)
計算機：宇宙シミュレータ▲自己遮蔽効果による形成■初期質量がジーンズ質量を超えている場合＋完全蒸発LOG (M ini/M)References [1] Forbes, D. A., ＆ Forte, J. C. 2001, MNRAS, 322, 257 [2] Harris, W. E. 1991, [3] Kitayama, T., Susa, H., Umemura, M., ＆ Ikeuchi., S. 2001,MNRAS, 326, 1353,1353, [4] Makino, J. 1991, PASJ, 43, 859, [5] Moore,B., Diemand, J., Madau, P., Zemp, M.,
M.,＆＆ Stadel, J. 2006, MNRAS, 368, 563,
[6] Puzia, T. H., Perret,,Perret,, K. M., Bridges, T. J. 2005, A
A＆＆A, 434, 909,
[7] Susa, H., ＆ Umemura, M. 2000, MNRAS, 316, L17,L17, [8] Tajiri, Y., ＆Umemura, M. 1998, ApJ, 502, 59,

「完全電離してしまったガスでも、落下速度が音速を超えているものは収縮を続け最終的にはガス雲内で星形成可能である」という新たな天体形成条件を発見した.(fig.1)
 形成される天体の特徴は、その形成過程によって異なる.(fig.4~6)●超音速落下の場合▲自己遮蔽効果が効く
No (or weak) UV 場合以上の結果とfig.2,3⇨

コンパクトな天体を形成 (GC like)(fig.5)
低密度かつDMが支配的((Mtot/M*~10-100)
低密度かつDMが支配的な天体を形成 (dSph-like)(fig.4)

コンパクトな星団を形成する為には、I21>0.1以上の強輻射場が必要

さらに、我々の結果は球状星団がhigh(fig.3,5)
さらに、我々の結果は球状星団がhigh-σ ピークで形成されたことを予言する
ピーク
もし楕円銀河がhig-σピークで形成されたならば(e.g. Susa ＆ Umemura 2000), Harris 1991などで指摘される「楕円銀河は渦巻き銀河よりも単位光度あたりの球状星団数が多い」という観測事実を定性的には説明可能.
N体計算によって>2.5σから形成された天体は銀河ハロー内のmetal-poor な球状星団の分布をよく再現できることが指摘されている (e.g. Moore et al. 2006)

Dynamical evolution of GCs
N体計算によって、潮汐場内での星団力学進化シミュレーションを行った.
DM粒子は外側へ掃き出され、星団はほとんど星だけで構成されるようなる.
星団の力学進化のpathは、Fundamental Plane上の観測される球状星団分布とよく一致.

まとめの一言我々の提案した形成シナリオは特にmetal-poorな球状星団の形成過程として有力な候補であると思われる.