宇宙の再電離と小質量天体での星形成

須佐 元（立教大学理学部）
Collaborators
米谷貴信（立教大学理学部）←できたて修論
大須賀健（立教大学理学部）

もくじ
V Introduction
V Key observational evidence
V Impacts of Reionization on GF

V This work
V Results
V Summary1

Downsizing ( SDSS )星の年齢
古い
新しいの小さな質量の銀河の方が、星形成が最近になって起こっている。

単純なCDMのモデルとは違う。

天体の質量()(Kauffman, G. et al, MNRAS, 341, 54, 2003)

Substructure in Galactic Halo(1)Cluster Halo

Moore et al. 1999

5 × 1014 M 

Galactic Halo
2 × 1012 M Vc ≡GM vir
R vir

20km/s

50km/s2

Substructure in Galactic Halo (2)V Hayashi et al (2003), Stoehr et al (2002) :σ : 10km/s

Vc : 30 − 50km/s

Draco, Fornax,,,

V Kazantzidis et al. (2004)

σ : 10km/s

Vc : 20 − 30km/s

Substructure: まとめるとNn（＜Vc）

体
10-30 km/s

30-50 km/s

明らかなことはVc=10-30km/s以下の構造がみえないと言うこと。

Vc3

まとめるとV 2e+11Msunに特徴的な質量があり、それよりも小さい銀河は活発な星形成が起きており、それよりも大きな銀河では古い星。
V Vc < 10-30 km/sよりも小さな銀河がない。
特徴的なスケールの存在は重力以外の物理が重要な役割を担っていることを示している。

再電離？

Impact of reionization ( 1 )V DMポテンシャルが深ければ（Vc＞20km/s）、

電離ガスをハロー中に閉じ込められる。
V しかし電離加熱が遮蔽されなければ、ガスは1万度以上に加熱される。

星形成が阻害される

4シートモデルによる結果
Susa＆Umemura (2000)「大きくて昔できた銀河は、シールドされる」「小さくて最近できた銀河は、シールドされない」

Initial Starburst Criterion

M SB = 2.2 × 1011 M ~ [(1 + zc ) 5]

− 4.2

 I 21  0.1 0.6

Impact of reionization ( 2 )V 電離が起きると加熱もおきる→ガスは1万度
V DMポテンシャルが浅ければ（Vc＜20km/s）、電離ガスをハロー中に閉じ込められない。

星形成の原料となるガスは雲散霧消する

5

Typical Result (M=107Msun,Zc=10)

300pc

WMAP reionization model
2σ3M> 100L

3σ

2

Vc=20 km/s

654“ Evaporated ”

3Vc=10 km/s

2M d 10 M ~ orvrot d 20km/s
876541σ3

Vc=5 km/s

26>95% halos arephoto-evaporated.

654367892106仮説V Down sizing →シールディング
V 小質量銀河の下限値→光蒸発変化するUV field @ 0<z<5QSO proximity effectIν L = 10 − 21± 0.5 ergs s -1cm -2 str -1 H z -1

(2 ≤ z ≤ 4)

Bajtlik, Duncan & Ostriker 1988；Giallongo et al. 1996

Iν L = 10− 23−10 − 22 ergs s -1cm -2 str -1 Hz -1(0.03 ≤ z ≤ 1)

Scott et al.2002, Kulkarni & Fall 1996

Shape truncation of HI at the edge of spirals
Iν L = 10 − 24 -10 − 23 ergs s -1 cm -2 str -1 Hz -1( z = 0)

Maloney 1993, Colberi & Salpeter 1993, Dove & Shull 1994

Hαemission from HI cloudIν L < 3.8 × 10 − 23 ergs s -1cm -2 str -1 Hz -1( z = 0)e.g. Weymann et al 2001

7

今回の研究(Yoneya, Susa, Ohsuga 2006]
V Vc < 20 km/s程度でガスが蒸発してしまった

ダークハローはそのままずっと”ダーク”なのか（UVBのへたり）？
V

光蒸発が近傍銀河のVcの下限値を与えるという仮説の検証

Model of UVB
I 21

I 21 ∝ (1 + z )40.1

21+ z8

Initial configuration
V 宇宙密度で宇宙膨張する一様なガス分布
V むかし蒸発した
V 宇宙膨張している

V Boundary condition
V 計算領域よりもかなり遠くに取られた宇宙膨張する境界

Physics included
V 球対称流体V NFW fixed potential ( M, zc]
V Radiative Cooing by H, Metals (0.01 Zsun), H2
V Transfer of ioinizing photons
V Photoheating

9

Typical results
collapsedfailed10-21

密度 [g/cm3]

10-25
10-27

z=1

計算開始
(z=5.6)

密度 [g/cm3]

z=0.6310-23z=010-27
z=1

計算開始

10-29

10-29

10-31

10-3110171019 1021 1023
半径 [cm]

1025

1019

10211023
半径 [cm]1025

Summary of runs
M, zc を変えて計算を行なった。
Circular velocity：

ダークハローの質量

これより浅いダークマターポ
テンシャルでは、天体ができなかった。

紫外線によってガスが光蒸発してしまう領域。
(始めに考えていた領域)
ダークハローの形成時期

始めに光蒸発していたガスは、紫外線の強度が落ちても収縮して天体へ成長することができなかった。

10Typical results
collapsedfailed10-21

密度 [g/cm3]

10-25
10-27z=1

計算開始(z=5.6)

密度 [g/cm3]

z=0.6310-23

z=0
10-27z=1

計算開始

10-29

10-29

10-31

10-31
1017

1019 1021 1023
半径 [cm]

1025

1019

10211023
半径 [cm]Vcが小さいと、UVが弱まり始めたときの密度が低すぎて冷却が働かない

1025

Summary & TO DO
再電離は１）加熱による星形成の阻害と２）光蒸発の二段階で銀河形成にNegativeな効果を持つ。
V 後者についてz<1でUVBが弱まることによる効果を調べた。
V その結果、一度蒸発したハローには、背景放射の光子が弱まったとしても、再びガスが降着し、銀河に進化することはないことがわかった。
V したがって光蒸発がdwarf galaxyのVcの下限を決めているとして矛盾はない。
V High velocity cloud ?
VV もう少し大きいハローに関する計算→Down sizing?
V 本質的に多次元の計算→FIRSTのターゲット

11