Formation and evolution of early HII/HeIII regions

初代天体研究会
平成１８年９月４日 Happy birthday!
FORMATION OF PRIMORDIAL STARS
名古屋大学大学院 理学研究科
素粒子宇宙物理学専攻
吉田直紀
始原星形成の研究
‐そもそもなんで必要か‐
宇宙の再電離、高赤方偏移銀河等
いろいろあるが、宇宙の重元素の起源
として非常に重要
今日の予定
– Thermal evolution of a primordial gas
- Physics at high densities (cooling, chem. etc. )
- Chemo-thermal instability
- Accretion rate onto proto-stars
Yoshida, Omukai, Hernquist, Abel (2006, ApJ, astro-ph/0606106)
– Formation and evolution of early HII/HeIII regions
- re-collapse of HII regions
- primordial star formation with HD cooling
- providing the initial conditions of the formation
of (proto-)galaxies
Yoshida (2006, NewA); Yoshida et al., submitted
始原ガスの熱化学進化
(See e.g. Palla, Stahler, Salpeter 1983; Omukai 2001)
前
化学反応
分子冷却
温度
停滞
(~LTE)
断熱圧縮
未
踏
分子線
オパシティ
衝突誘起
輝線放射
Previous
Simulations
(Abel et al. 02, Bromm-Loeb 04)
分子解離
(NLTE)
３体反応
分子ガス
熱解放
人
原始星周辺ガス降着率
Msun / year
Omukai & Nishi 98
self-similar solution
大質量星形成のモデル
６桁の向上：本当に必要か?
今回の結果
Abel, Bryan, Norman
2002
log（質量/太陽質量）
原始星進化
↑
信頼できる質量降着率
↑
正しい温度プロファイル
↑
正確なガス冷却率
3体反応による分子生成と熱解放
高密度での分子生成反応
• 反応率 ∝密度3.
• ガス雲中心部ではほとんど全て分子
• 束縛エネルギー分 (4.48eV per molecule)
を解放
分子線オパシティ
例として、 J=6→4 遷移 （T~1000 K）
τ>0.1 くらいでガス雲コアは分子線に対して
optically thick、つまり放射冷却効率は低下。
（τ4,6 ~1 for Lcore~0.0001pc）
輝線放射輸送問題: Sobolev 長さ
Lsobolev =
Vthermal
dV/dr
Sobolev 長さを３方向の局所速度勾配
dVx/dx, dVy/dy, dVz/dz
から計算
*Also tested local column densities, local Jean lengths
正味の冷却率
Λthick = Σ βescape nk,l Ak,l hν
optically thick / thin
３次元計算
CIE cooling
Ripamontiらによる
球対称の（厳密な）
Omukai98
計算結果 1次元放射輸送
8
10
12
log (n)
14
16
NY, Omukai, Hernquist, Abel (2006)
Collision Induced Emission
hν
連続光
激しい衝突の間に衝突ペア
はひとつの‘super-molecule’
として電気双極子を誘起
する。
Optically thin CIE cooling rate
2hν3
η (ν) = 2 σ nH2 exp(-hν/kT)
c
H2-H2 (Borysow et al. 2001)
H2-He (Jorgensen et al 2000)
@ n ~ 1013 - 1017
宇宙論的セットアップ
Standard ΛCDM モデル
多階層ズームイン法
初期質量解像度 0.01 Msun
最終質量解像度 60 Mearth
重力, 流体、非平衡化学 (H, He),
放射, etc. etc.
NY, Omukai, Hernquist, Abel (2006)
分子ガス雲の分布
NY, Abel, Hernquist, Sugiyama (2003, ApJ)
星のゆりかご@z=20
ダークマター
ガス
100pc
5pc
5AU
0.01pc
CCC at Nagoya-U.
Center for
Computational
Cosmology
32 CPU
Pen4 cluster,
to be tripled.
(Students, postdocs
are welcome !)
Radial profiles
15
r -2.2
10
5
0
1
0.1
0.01
0.001
density
temperature
fH2
radial velocity
先行研究との比較
• 中間密度（～109）までの進化、
プロファイルはこれまでの３次元計算
と一致
• さらに内側での温度分布、速度分布
を初めて正しく*再現
*一次元計算との比較により
熱化学不安定性とガスの分裂
Yoshii & Sabano (1977) Silk (1983)
“The strong density dependence of 3-body
reactions can trigger chemo-thermal instability.”
冷却による凝縮
→ 密度増加
→ ３体反応により分子増加
→ 冷却率増大
この機構でガス雲が小片に分裂するか、
単一の塊にとどまるかは一大問題
熱化学不安定領域
冷却率が急激に増加する領域が２つある
MJeans=100Msun
温度
1Msun
3-body
reactions
CIE cooling
0.01Msun
摂動の成長率の計算結果
growth rate
tff/tg becomes larger than 1,
tfree fall / tgrowth
but always below 2.
2
The growing perturbation has
L ~ cstg,
1.5
while the central region size is
LJ ~ cstff
1
0.5
0
8
9
10
log (n)
11
Although the thermal instability
occurs, the cloud does not
fragment to multiple objects
12
- Collapse is just accelerated.
高密度領域での成長率
a0 ω2 + a1 ω + a2 ＝ 0 (tgrowth = 1/ω)
a0 > 0なのでa2<0で成長解を持つ
a2 < 0
Q=1
1.5
a2 > 0
この領域では最終的に不安定性による分裂はおこらない。
Primordial proto-star:
a tiny seed
in a large cloud
in a mini-halo
中心にできた0.01Msun程度
の種に周りのガスが降り積
もって成長することが予想
される。
質量降着率と原始星進化
dM/dt = 0.1-0.001 Msun/yr
MZAMS = 60-100 Msun
ケルビン
ヘルムホルツ
収縮
宇宙論的シミュレーションから得た降着率
をOmukai & Palla (2001;2003) の原始星進化コードに入力
第一世代星形成：まとめ
1. ガス雲進化のいずれの段階でも分裂しない
数10万太陽質量程度のハローの中に単一の
300太陽質量程度の星形成ガス雲
2. 重力収縮による変形に対しても安定
(soft equation of state)で、最終的に一つの
原始星の種ができる。
3. 非常に大きな質量降着率のため、
MZAMS ~ 60-100 Msun と予想される。
大質量PopIIIの示唆するところは
1. 質量はPair-instability supernovaをおこす
領域(140<M<260 Msun)より小さい可能性
2. 観測されたHyper-metal star の金属量分布は
プロジェニター質量は25-40Msunを示唆
(Iwamoto et al. 2005)
3. 回転の影響等を無視する（できる）なら、
系内Hyper metal-poor星のプロジェニター
は第２世代星かもしれない。
Iwamoto et al. 2005
Feedback from the first star
First star
Fossil HII region
First light
“Re”combination
First HII region
First galaxy
or 2nd. Gen. stars？
Yoshida (2006, NewA)
Helium ionization
A 100 Msun PopIII star
QLW =
QH =
QHe =
QHe+ =
1.3 1050 /s
1.2 1050 /s
6.0 1049 /s
3.0 1048 /s
Ionized region could be
similar to planetary nebula
rather than local HII regions
Photo-dissociation region
HII / HeII
HeIII
Early HeIII region
Almost fully ionized
within the HeIII region.
HeIII
2 kpc
HII
Yoshida (2006, New A.) Yoshida et al. 2006
H in HeIII region kept
ionized by recombination
(HeII Ly-a, HeII-Balmer,
HeII two-photon)
photons (Osterbrook 1989)
HII/HeII regions have
(almost) the same extent.
Evolution of a cooling gas
and chemical fractionation 2
Evolution of an isobarically cooling gas
NY & Oh in prep.
(See also
Oh & Haiman [2002]
Nakamura & Umemura
[2001, 2003]
Uehara & Inutsuka [2000])
H2 only
with HD
Effect of HD cooling
H2 formation is promoted in relic HII region (ionized gas).
The temperature becomes so low that HD cooling
becomes important.
Mjeans = 10Msun
CMB temperature
Accretion rate and protostar evolution
first star
初期HII領域の残骸にできる星
1. 質量は第一世代星よりも小さい。
回転を考慮して、M < 70Msun.
2. 観測されたHyper-metal star の金属量分布は
プロジェニター質量は25-40Msunを示唆
(Iwamoto et al. 2005)
3. 系内Hyper metal-poor星のプロジェニター
は第２世代星(=一旦イオン化された領域で
できた星）かもしれない。
第一世代星形成の研究の展望
1. 最終断熱降着フェイズまであとおよそ５桁
（連続光に対するオパシティ、
全域での分子解離、理想気体からのずれ）
2. 角運動量と降着円盤形成の可能性
3. 原始星からの放射の影響
(Ly-alpha光による放射圧、イオン化光子）
分散関係式
For perturbations of the form ∝ exp(ωt):
a0 ω2 + a1 ω + a2 ＝ 0 (tgrowth = 1/ω)
a0 ＝ 1 + 3/2 (μ/μa)
L
F
cooling rate
reaction (formation) rate,
f molecular fraction
角運動量は重要か？
角運動量の小さい塊が中心
となる。（解釈、Ansatz)
角
運
動
量
プ
ロ
フ
ァ
イ
ル
Rotation support
収縮前の
角運動量の分布