10^4K以下のガスを考慮したTree+GRAPE SPH法による銀河形成

Report
104K以下のガスを考慮した
Tree+GRAPE SPH法による
銀河形成シミュレーション
~Globular Cluster Formation
in the Hierarchical Clustering Universe~
斎藤貴之(北大)
幸田仁(NAOJ) 岡本崇(ダーラム大)
和田桂一(NAOJ) 羽部朝男(北大)
1.1 Globular Cluster Formation
• 球状星団(G.C.)は、非常に古い天体:銀河形成期の情報を
含んでいると思われている
• 銀河形成を理解するうえで、球状星団の形成過程を理解す
ることは重要
• 形成シナリオ
– 宇宙の晴れ上がり直後に生成 (e.g. Peebles&Dicke1968)
– 銀河形成期起源
• CDM halo 起源 (e.g. Peebles 1980)
– 超巨大分子雲起源 (e.g. Weil&Pudritz2001)
• 熱的不安定性起源 (e.g. Fall Rees 1985)
• 高赤方偏移のガスリッチ円盤起源 (e.g. Kravtsov & Gnedin 2003)
– Etc.
1.2 Globular Cluster Formation
in the Hierarchical Clustering Universe
• CDM haloが起源となるG.C.形成モデルが提唱さ
れている(e.g. Cote et al.2002, Weil&Pudritz 2001,
Bromm&Clarke 2002, Beasley et al. 2003)
– これらは、Monte Carlo, Less Resolution, Single halo,
Semi-analytic model…
CDM宇宙で球状星団を
形成できるか?
+
DMhaloはどうなるか?
Weil &Pudritz
APJ 556:164
2001
1.3 Galaxy
• G.C.質量 ~105M◎
• 銀河質量~1011M◎
Globular Cluster
High resolution
+
104K以下の冷却
1. M>105M◎のガス雲を分解
1.
これらからコンパクトな星系球状星団と仮定
2. その上で扱えるだけ大きなシステムを扱う
2.1 Simulation : Code
• Tree+GRAPE SPH code
– 重力:Tree+GRAPE (e.g.Makino 1990)
– 流体:SPH (e.g.Lucy 1977)
• 近傍粒子探査:Tree+GRAPE NBS + Morton
Ordering (Saitoh&Koda 2003)
• 温度下限:MJeans>2NnbsMSPH
Cooling function
(Bate,Burkert 1997)
• Cooling (10K<T<108K)
• Star Formation
–
–
–
–
▽・v<0
ρSF>0.1個/cc
T<30.000K
C★=0.033
• FBはなし
2.2 Simulation : 初期条件
• SCDM宇宙
– モデルパラメータ
• 銀河ハローの質量、Spin、collapse epoch
• SPH/DMの粒子数、質量分解能、
重力の空間分解能
Simulationはz~3まで、続きは計算中
~20kpc
3.1 Movie : z=115
可
視
化
協
力
・
国
立
天
文
台
武
田
隆
顕
さ
ん
~20kpc
3.1 Movie : z=4.63.6
可
視
化
協
力
・
国
立
天
文
台
武
田
隆
顕
さ
ん
~20kpc
3.1 Movie : z~3
可
視
化
協
力
・
国
立
天
文
台
武
田
隆
顕
さ
ん
3.2 ガスの密度-温度図
赤方偏移3.3
3.3 Substructures
dN
•• 星系の質量関数
赤:星のシステムの半径
SKID (Governato et al.1997)を用いてサブストラク

M
チャを抽出
:傾き~
-1.5
• 青:ダークハローの半径 dM
星粒子表示
全粒子表示
星粒子表示
α ~ -1.5
赤方偏移3.3
3.4 Mbaryon/Mtotal分布
○外向き
×内向き
• 中心部では
Mbaryon/Mtotalの大き
なサブストラクチャ
が多い
母銀河からの距離(kpc)
赤方偏移3.3
3.5 時間進化(Mb/Mt&質量)
母銀河からの距離(kpc)
• 時間経過につれて、
Mbaryon/Mtotalのが増加
母銀河からの距離(kpc)
• 時間経過につれて、DMが
選択的にはぎ取られている
3.6 潮汐力によるはぎ取り
• 潮汐半径
○外向き
×内向き
Gms 2Gmh
rs
2 
3
rs
rh
vS
rS ~ rh
Vh
• 現在の位置での
潮汐半径
• Substructureは等
温分布と仮定
赤方偏移3.3
4.1 Summary
• 形成期の銀河の中で、CDMhalo起源の球状
星団形成の可能性について調べた
– M>105M◎のガス雲の進化を追い、コンパクトな
星のシステムが形成
– 質量関数の傾きおよそ-1.5若い球状星団の質
量関数とほぼ一致(e.g. Whitmore et al. 1999)
– それらは、母銀河との相互作用でダークハローを
選択的に失う質量比でバリオン大なシステム
が残る
階層的構造形成宇宙のもとでの
球状星団形成の可能性を示した
4.2 Future Work
• 超新星爆発の効果は?
– コンパクトな系では星形成のtimescaleが短いと期待される
• 金属量進化
– 冷却効率の変化で分裂が早まる
ヒストグラムに影響が見られる可能性
• UVの影響は?
– 低質量システム(Tvir<104-5K)に影響
ヒストグラム低質量側に影響が見られる可能性
• Cosmological simulation
– λCDM
• 今後これらを考慮することが望まれる
future work

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