初代天体形成

Report
SKA日本サイエンス会議
「銀河進化と遠方宇宙」
2013年2月12日
@コープイン京都
大向一行
京都大学 大学院理学研究科
物理学第二教室
目次
• 21cm線でさぐる初期天体形成
• 宇宙初期の星形成
種族III星、種族II星
• 初代BH形成
宇宙137億年の歴史
Bromm & Larson
Scientific Americanより
一部改変
21cm線観測!
理論による
アプローチ
主に観測的に
アプローチ
21㎝線で探る初期天体形成
• Were the population III stars indeed
massive ?
• Which population of stars reionized
the universe ?
SKA will probe them by 21cm line !
Basics of 21cm transition
For 21cm line to be observable, TS must deviate from Tg
Collisinal de-ex. coeff.
Lya coupling:
Wouthuysen-Field effect
xa, xc:
Lya/collisional coupling coefficients
TC(=~TK) : Lya color temperature
TS  TK
In the following environments:
•dense /hot/moderately ionized gas
Furlanetto et al. (2006)
•Abundant Lya photons
Global IGM evolution and its signal
TS
Tg
TK
zreion
Abs. & emi.:
astrophysical
Pritchard & Loeb (2008)
Absorption:
cosmological
This trough shows
the strength of Lya flux
Reionization by Pop III vs Pop II
Pop III
Pop III stars:
hot & top-heavy
emit fewer Ly a photons
than Pop II stars do.
Pop II
Furlanetto (2006)
Pop II stars make deeper
absorption trough
(i.e., more Lya coupling)
than Pop III.
Tb fluctuation signal
Pritchard & Loeb (2008)
1. High-z regime
21cm power spectrum
collisional coupling,
tracks density field
2. Int.med.-z regime
star formation
 enhances Lya coupling
reionization
 reduces neutral gas
rich in astrophysics
3. Post-zreion regime
2.
3.
reionization
1.
First star
formation
reflects distribution of
residual neutral matter
宇宙初期の星形成
始原ガスの輻射過程
始原ガスの輻射冷却率
• 原子冷却はT>104Kでのみ
有効
• それ以下では, H2による
冷却が重要
• H2 温度が高い(>103K)
と形成
水素分子(H2)
回転放射
光子(赤外線)を出して
元の状態に戻る
Barkana & Loeb 2001
28μm
衝突により回転状態
が励起される
(第一励起エネルギー
0.044eV; 512K)
初代天体形成
 階層的構造形成
小天体が最初に形成
 星形成が起こる条件
物質が集まってショック加熱した
後(ビリアル化)、さらに収縮して
星になるには輻射冷却が必要
初代天体 (3sの場合)
z~30, M~106Msun,
Tvir~3000K
H2輻射により冷却
(Couchman & Rees 1986)
Tegmark et al. 1996
・何σの天体が適当か?
νσの天体の形成時期は z~νx10くらい
初代天体(ミニハロー)の誕生
ΛCDMモデル
密度揺らぎから初代天体の形成までシミュレーション
600h-1kpc
初代天体
ヴィリアル温度が
1000K以上のハロー
(初代天体;
~106Msun, z~20-30で誕生)
中では、水素分子の
回転遷移により
ガスが冷却して
より高密度になる。
星形成
Yoshida, Abel, Hernquist & Sugiyama (2003)
原始星が誕生
温度進化
原始星
高密度
コア
~1000Msun
~1/100Msun
吉田、大向、
Hernquist 2008
•水素分子冷却により
数密度~104cm-3で、
質量~1000Msun
の高密度コアが形成。
•その中で~1021cm-3の
原始星が誕生。
•初期質量~10-2Msun
原始星形成までは分かった。
では、初代星の質量は?
Collapse終了時:10-2 M8の原始星
103 M8のガス
最終質量は降着が
いつ終わるかで決まる。
原始星への質量降着率
原始星形成前
形成時
log n
形成後
log n
logn
Z=0
λJ
Zsun
log r
logr
logr
原始星形成後、外層がほぼ自由落下で降着する時
M  M
/ t ff  ( c s t ff )  / t ff
3
J
 cs / G  T
3
3/2
種族I (10K)で~10-6Msun/yr,
種族III (1000K)では~10-3Msun/yr
初代星形成時の
降着率の時間進化
高温のガスによる星形成の際には降着率は大きい
超大質量星形成か?
球対称性の仮定もと、
原始星と降着外層の進化を計算
降着率の時間変化
原始星半径の進化
• ~100Msunで主系列星になる。
シミュレーションから予想される
降着率の1, 2/3, 1/3の場合
KO& Palla 2003,
Yoshida, KO, Hernquist 2006
• その後も、降着は止まることなく続
く
• 星の寿命のあいだ降着がつづけ
ば900Msun(~コア質量)に達する
原始星の降着進化
細川ほか 2011
宇宙論的シミュレーションから
初期条件を作る
吉田計算
T
- nc ~1012/cc になるまで軸対称下で
collapse計算
- その後中心に10AUの星粒子 を置いて
降着期進化に切り替え
4000 AU
- run-away collapse途中から開始
(中心密度 nc ~106 / cc の時)
ρ&v
原始星生成時の状態
降着期:HII領域の成長
T
M*=19M8
電離領域
ρ&v
M*=22.5M8
降着円盤
M*=27.5M8
M*=30M8
電離領域膨張と円盤光蒸発
Snapshot @ M*=35M8
 電離領域の膨張
- 極方向に大きく膨張
- 円盤の陰以外のガスは飛ばされる
円盤光蒸発
a few x 10 km/s で極方向に抜ける
60000 AU
質量降着率 (M8/yr )
降着率の進化
No Feedback
With Feedback
星質量 (M8)
 UV光feedbackの為に大幅に降着率が低下する
 この場合、星質量~43 M8で星への降着が止まる。
原始星の進化
K-H 収縮
星半径 (R8 )
断熱降着
•主系列到達以前にも
強いfeedback
log 電離光子 光度 (/sec )
•Kelvin-Helmholtz収縮期
(有効温度&UV光度 急上昇)
急激にUV feedbackが働き
降着を止める。
•~40Msunで熱核反応
(CNサイクル)による
熱生成のため収縮が止まる
→主系列星へ到達
星質量 (M8)
第二世代の始原星 (種族III.2星)
始原ガスからは大質量星しかできないのか?
• 始原組成でも、一旦電離を経験したガスは熱
進化が変わる(Uehara & Inutsuka 2002)。
• HD形成、冷却が重要になる。
– 1)電離H2が多量(個数比10-3程度)に形成(e触媒)
– 2) H2冷却で、普通より低温(<150K)となりHD形成 (HDの方
が少し(421K)安定なため)
– 3) HD冷却によりさらに低温になる(CMB温度近くまで冷却)。
冷却関数
Pop III.2:
Star formation in an initially ionized gas
Temperature Evolution
Nagakura & KO 2005
Yoshida, KO, Hernquist 2007
Initial ionization
 H2 forms abundantly
neutral
• Ionized environments
e.g., relicl HII region,
SN blast wave,
structure formation shock
ionized
• HD formation and cooling
dense core mass scale
~ 40 Msun
Hosokawa + 2012
Pop III.2星形成(HDモード)への
光解離の影響
• Vulnerable to FUV
• G0>~10-2
no HD cooling
• This is due to H2
photodissociation
(Not due to HD
photodissociation)
Relic HII regionでは現実の宇宙で
はPop III.2は形成されない?
Shocked region ではよさそう
(Nakauchi+ in prep.)?
G0: strength of FUV
~1 in our Galactic disk
回転エネルギー/重力エネルギー
初代星も連星として
形成
町田、大向、松本、 犬塚(2008)
初期条件として103cm-3で
ほぼ平衡状態の球
(Bonner-Ebert球x1.01)
+回転&bar-modeゆらぎ)
回転パラメータ b0
ゆらぎ bar (m=2) Af + m=3
少しでも回転しているコア
は分裂
(現在の星形成の場合以上に
連星形成しやすい)
非軸対称性揺らぎの大きさ
宇宙論的シミュレーションでも連星形成
Turk et al. 2009
Stacy et al. 2010
2009-
宇宙論的な計算で
も、連星/小星団形
成がおこることが確
認されている。
おそらく大質量(数
10Msun)連星
GRB親星、重力
波源
Clark et al. 2011
Greif et al. 2011
一部は小質量
(<1Msun)のまま放出
銀河ハロー中に
今でも見つかるか
も!
星の種族III/II 遷移
 宇宙の初代星 (種族III星)
理論から典型的に大質量(太陽の数10倍)と予想されている。
(連星形成の際に小さいものも出来るかもしれない)
 太陽近傍の星 (種族II,I星)
典型的に低質量(太陽の0.1-1倍)
宇宙の歴史の中で、典型的な星質量が大質量から小質量へと
遷移が起こった(種族III/II遷移)
これはどのようにして起こったのか?
星間ガス中への重元素の蓄積とそれによる冷却 (たぶん)
磁場、乱流、外部輻射の効果など
(具体的な機構は不明なのであまり真面目に考えられていない)
29
重元素冷却による分裂
2つの流派がある。
• 微細構造線冷却 [M/H] > -3.5
(Bromm et al. 2001;Bromm& Loeb 2003;Santoro&Shull 2006; Smith &
Sigurdsson2007 ; Frebel et al. 2007など)
不定性が少ない。観測とあう。十分低質量になるか?
• ダスト冷却 [M/H] > -5..-6
(Omukai 2000; Schneider et al. 2002, 2006; Tsuribe & Omukai 2006;
Dopcke et al. 2011など)
不定性が多い。観測と比較しにくい。十分低質量になる。
30
低金属度ガスの熱進化
1) ダストの熱放射による冷却: [M/H] > -5
2) ダスト表面反応によるH2 形成&冷却: [M/H] > -4
3) 微細構造線による冷却 (C と O): [M/H] > -3
1
2
3
[M/H]
:= log10(Z/Zsun)
•これは1D計算
•ダストの性質は近傍
の星間ガスと同じとし
た。
大向, 細川, &吉田
2010
低質量(<1Msun)の分裂片はダスト冷却によってのみ形成される
Dust-induced fragmentation
Tsuribe & KO (2006; 2008)
[M/H]=-5.5
[M/H]=-4
•
•
10AU
Z>Zcr~10-5Zsun, fragmentation into
low-mass (0.1-1Msun) objects
With slight Z enrichment,
low-mass stars begin to form.
Dopcke et al. (2011)
最近、ダスト理論に有利な発見
Nature 477, 67
• Cなども入れるとこれまででい
ちばん低金属度の星
• DtransはDtrans,crit以下
(微細構造線理論では説明で
きず。ダスト理論ならOK)
33
初代BH形成
Supermassive BH
• Ubiquitously exist at
the center of
galaxies
• BH mass correlates
with galactic bulge
mass
MBH=2x10-3Mbulge
降着によるBHの成長
•
近傍のBH 質量密度はQSOがε=0.1でEddington 降着しているとした予想
値とだいたい一致している (Soltan 1985, Yu&Tremaine2002)。
• Eddington-limited accretion
e (dMBH/dt) c2=LEdd =4pGMBHmHc/sT より
MBH=Mseed exp(t/tSal) ;
ここで tSal = esTc/4pGmH=0.05Gyr e0.1
Mseed=100Msun, MBH=109Msunのとき、
tgrow = tSal ln(MBH/Mseed)= 0.8Gyr
(cf. 宇宙年齢 0.8 Gyr[(1+z)/8]-3/2)
High-z SMBH
• SDSS J1148
MBH=3x109Msun, z=6.42 (0.87Gyr)
• ULAS J1120
MBH=2x109Msun, z= 7.085 (0.77Gyr)
成長時間はかなり厳しいがEddington rateで降着が
続けば、辛うじてOKか
e-folding
time 2ε0.1-1
種BHの成長
BH 100Msun
low phase high phase
Eddington limit
数密度
中性度
Milosavlievic+2009
平均すると降着率はEddington limitの30%
Bondi 降着率の 0.2%。
⇒種BHの成長は順調とは言えないようである。
重力波放射による反跳
Campanelli+2007
Koppitz+2007
スピンが
反平行な場合
BH連星の合体時、重力波放射の反作用として、
典型的に数100km/sのkick velocityを受ける。
宇宙初期のハローの脱出速度を上回り、ハロー外に放出される
⇒合体による成長もあまりうまくいかないようである。
Head start は可能か?
MBH=Mseed exp(t/tSal)
種BHの質量が最初から大きいと短い時間でSMBH
へと成長する。
何らかの方法で巨大な種が形成できないか?
今回は宇宙初期に超大質量星(>105Msun;
post-Newton不安定でBHに)が形成される可能
性を考察する。
Requirements for SMS formation by direct
collapse
• Fragmentation suppressed
– Rapid cooling  fragmentation
Without such cooling  no fragmentation.
– H2 cooling is suppressed by FUV photodissociation
• Formation timescale shorter than lifetime
– High accretion rate
>M*/t*~105Msun/2x106yr ~0.05Msun/yr
– If no H2, T~104K
dM*/dt ~cs3/G~ 0.06Msun/yr (T/104K)3/2
primordial gas with strong FUV field
Omukai 2001, Omukai & Yoshii 2003
Trad=104K
FUV intensity
J<Jcrit
 at some density, H2 cooling
and fragmentation
J>Jcrit
 isothermal collapse continues
(H2 collisionally dissociated > 104cm-3)
SMS formation by the isothermal collapse
Bromm & Loeb 2003
non-rotating
rotating
M~108Msun halo virializing at z~10 (2s over-density)
with strong FUV J21~4000
Fragmentation is inefficient
direct collapse to 106Msun supermassive star
New scenario:
high-density shock in primordial gas
Supermassive star
formation
Inayoshi & Omukai 2012
•
shocks
at >103-4/cc,
with> several 103K
– H2 collisionally
dissociated
– Fragments at
8000K with
>~105Msun
– Isothermal
collapse
thereafter
Supermassive Star Formation is Common!
J. Johnson’s
slide
The high LW fluxes required for
SMS and direct collapse BH
formation are present, even in
our (4 Mpc)3 simulation volume
Supermassive stars
may be more
common than
previously thought
JLJ, Dalla Vecchia & Khochfar 2012; see also Agarwal et al. 2012, Hummel et al. 2012, Petri et al. 2012
Condition on Metallicity
Gas metals
Dust
dust
cooling
• For [M/H]gas > -3, the
condition for the
isothermal collapse
becomes more stringent.
For SMS formation;
[M/H]gas < -3
[M/H]dust <-5
KO, Schneider, Haiman 2008
•For [M/H]dust > ~-5,
dust causes rapid cooling and
fragmentation
Note: dust formation in the early universe
is inefficient. Only <~10% survives after
SN reverse shock (Nozawa et al. 2006; Bianchi
& Schneider 2007).
if so, [M/H]dust < -4
Possible sites of high-density shocks
•Galaxy merger driven inflow
(Mayer et al. 2010)  probably metal-rich
大スケール
中心部
拡大
Possible sites of high-density shocks
• Cold-accretion-flow shock in the central
~10pc region of the first galaxy
(Dekel & Birmboim 2006, Wise, Turk & Abel 2008)
First galaxyはBHの成長にも適した環境
• cold flowによるaccretionはfeedbackをあまり受けず、
SMBH(Mseed=105Msun)は順調にz~7までに109Msunに成長。
以後、hot accretionが主になるとfeedbackを受けて成長が鈍化。
di Matteo+ 2011
分裂が回避できたとして
超大質量に成長できるだろうか?
コラプス終了時:
10-2 Msunの原始星
まわりに105-6 Msunのガス
stellar radius : R* ( R8)
New Branch at high accretion rate
Hosokawa & KO in prep.
stellar mass: M* ( M8)
 New evolutionary branch with higher rates of > 0.01 M8/yr
 The star continues to expand, never contracting to the ZAMS
Stellar radius:R* ( R8)
At even higher accretion rates
Hosokawa & KO in prep.
Stellar mass :M* ( M8)
 Unique mass-radius relation: R*∝M*0.5 , which is
independent of mass accretion rates
 7000Rsun ≒ 300 AU @ 1000 Msun : “supergiant” protostars
Interior Structure
10-3 M8 / yr
Most part of the stellar interior contracts, and central temperature increases
H-burning begins at 700M8, but the star is still bloating (different from the ZAMS )
Evolution on the HR diagram
NO UV feedback
from bloated massive stars
Very massive stars
(> 100Msun) could form
via very rapid mass
accretion with
> 0.01 Msun / yr.
(but still unknown
if the star becomes
supermassive (105 Msun)
or not)
まとめ (その1)
宇宙最初の星の誕生について分かったこと
•宇宙最初の星はz~20-30に、105-6Msunのハロー中の、
数100Msunの高密度コア中で、質量40Msunの星として誕生
•おそらく連星~小星団として形成
•コア崩壊型超新星として重元素を放出
まとめ (その2)
種族III/IIの遷移について分かったこと


星間ガス中に蓄積したダストの放射冷却により高密度
で温度の急な低下が起こる。これにより低質量の塊が
形成される。
ダストによる分裂に必要な金属量は太陽の10万分の
1くらい。
まとめ (その3)
種BH形成について分かったこと





星質量BHからの成長は結構厳しい。
→超大質量星起源のmassive seedが最近好まれている。
超大質量星形成シナリオ
光解離かショック解離によりH2無しのまま等温収縮@8000K
この際の降着率は極めて大きい(~0.1Msun/yr)
普通の原始星とは異なる進化 “super-giant protostar”
表面温度が低くてフィードバック弱い
→Hopefully evolve to a SMBH seed.

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