理論懇藤本先生発表用

理論懇藤本先生発表用
町田正博(北大･理)
Dark Matter
EdS universe
Ω=1 Ωb=0.05
h = 0.7
Supernova
shell
PopIII star
SNR
shell内部での
星形成を考える
Baryon
After fragmentation phase
Jeans condition で分裂
shell
SNR
Before fragmentation phase
Optically thickの数密度
この研究では
宇宙初期に低質量星の形成される条件を求めた
具体的には
• Primordial cloud(105～106M◎)内部で
• PopIII starによる
• SNRの球殻内部で
• 低質量星形成が可能かどうか？
を見積もった
SNR shellが分裂して星形成する条件
①成長するSNRの球殻内部で
SNRの時間進化と掃き集める質量の計算
球殻内部のfractional abundance の計算
球殻のcoolingと温度の計算
Timescaleの見積もりによるシフト
② Jeans 不安定になったとき
掃き集めた質量とshell内の温度に依存
③ 掃き集めた質量がhost cloudの質量より小さい、
かつ、SNRの速度がshellの速度より遅いとき
④ SNR shellは分裂し、以後の星形成に向かう
密度の違いによるSNR radiusの時間進化
横軸：超新星爆発
からの時間(yr)縦
軸：SNRの半径
(pc)
SNR radius
[pc]
εSNR=1051 [erg] case
100
複数の線は、超
新星爆発が起
こった時間(赤方
偏移z)
z=10 (低密度)
50
30
z=30
z=50
10
(高密度)
103
104
105
time
107 [yr]
106
z
10
20
30
40
50
R[pc]
181
85
52
36
28
爆発エネルギーの違いによるSNR radiusの時間進化
横軸：超新星爆発
からの時間(yr)縦
軸：SNRの半径
(pc)
SNR radius
[pc]
100
z=20 case
複数の線は、超
新星爆発のエネ
ルギーの差によ
る
(1,3,5,10×1051erg
)
1.0×1051 erg
50
30
1.0×1051 erg
10
103
104
105
time
107 [yr]
106
ε(1051erg)
1.0
3.0
5.0
10.0
R [pc]
85
100
107
120
Fractional abundanceの変化
縦軸：数密度比
横軸：温度(左図)、
数密度(右図)
( SNR shell内部での進化(左)、分裂片内部での進化(右) )
Before fragmentation
After fragmentation
H2
分裂
HD
T
n
cylindrical
H2:1.1×10-6⇒7.8×10-2⇒0.85
HD:1.2×10-11⇒1.2×10-3⇒1.7×10-5
Cooling rate
縦軸：数密度比
横軸：温度(左図)、
数密度(右図)
Before fragmentation
After fragmentation
H2
H
分裂
HD
T
temperature
n
number density
cylindrical
3.Result-escape v.s. SNR velocity- (3/7)
z=50
z=20
高密度
低密度
大
v
6
10
→
106M
M◎
◎→
小
SNRの速度の変化(z=20：const)
SNRの速度の変化(z=50)
点線はhost cloud が10
の106M◎のescape velocity
51,1052
51[erg]の時escape
energyが1051,5×10
energyが5×10
,1052 [erg]いずれの場合もhost
velocity を越えているので
cloud を破壊
せず内部に留まる
host
cloud を破壊
Fragment時の半径、質量、温度
Energy
赤方偏移(z) (erg)
1.0×1051
3.0×1051
5.0×1051
1.0×1052
10
(1.2×10-25)
181 , 35
4.67×104
213 , 43
7.59×104
245 , 51
9.77×104
302 , 63
1.50×105
20
(8.5×10-25)
85 , 31
3.31×104
100 , 37
5.37×104
107 , 45
6.76×104
120 , 51
9.12×104
30
(2.7×10-24)
52 , 33
3.02×104
62 , 40
4.07×104
66 , 43
6.17×104
77 , 50
6.92×104
40
(6.3×10-24)
36 , 35
2.80×104
42 , 43
3.09×104
47 , 51
5.12×104
51 , 53
5.50×104
50
(1.2×10-23)
28 , 36
2.45×104
35 , 44
2.80×104
39 , 50
4.17×104
40 , 48
5.13×104
密度(g/cm-3)
28[pc] , 36[K]
2.45×104 [M◎]
SNR半径[pc] , 温度[K]
掃き集められた質量[M◎]
Jeans 条件
が満たされ
た時のの
半径、温度、
質量
分裂するために必要な質量(Jean condition を満たす)
Fragment（星形成）可能領域
灰色部分でSNRによる球殻が
分裂可能(host cloud 内で)
密度 (g/cm3)／数密度
z (赤方偏移)
(cm-3 )
10.0
fragmentation 可能
1.2×10-23
6.3×10-24
M=8×105 M◎→
←M=106 M◎
2.7×10-24
1.0
fragmentation 不可能
8.4×10-25
1.2×10-25
0.1
←M=2×106 M◎
1×1051
5×1051
分裂可能なのはJeans条件（球殻の温度、密度に依
存）が満たされた時に以下の２つ成立する事
①host cloudの質量が掃き集めた質量以下
②shellの速度が脱出速度以下
1×1052 [erg]
hyper nova
横軸：SNRの爆発エネルギー
縦軸：host cloud の密度(=赤方偏移ｚ)
図のMは仮定したhost cloudの質量
Jeans massと温度変化
以下の図はSNRによる球殻が分裂してからの分裂片(円柱
対称を仮定)内部での、温度とJeans質量
温度
[K]
Jeans mass [M◎]
横軸：分裂片中
103 の数密度(cm3)
1000
Jeans Mass
縦軸(左)：分裂
100 片中のガスの
温度[K]
100
縦軸(右)：Jeans
10 質量(太陽質
量)
温度
10
1
102
104
106
108
1010
n(数密度) [cm-3]
分裂後のtimescaleと温度
timescale[yr]
／温度[K]
106
105
←tcool
104
tff→
1000
100
↑
T
10
SNRの球殻が分裂後、ガスは収縮する、n=1011 cm-3 で
optically thick になり再分裂し星形成がおこる
M<0.1 M◎
Shigeyama&Tsujimoto 1998
横軸：SNが起こる前のMSでの質量
縦軸：SNによって放出されるFeの質量
MFeは、0.02～0.6 M◎に
(0.1 M◎を中心に)分布
Jeans conditionを満たした時の[Fe/H]
表それぞれ、赤方偏移ｚとSNの爆発energyによる[Fe/H]の値
・導出した式は
[Fe/H] = Meject / Mswept / [MFe]sun
表中上の段:Meject=0.1 下の括弧内Meject=1.0
Energy
赤方偏移(z) (erg)
Mswept:掃き集められた質量
1.0×1051
3.0×1051
5.0×1051
1.0×1052
10
(1.2×10-25)
-3.37
(-2.37)
-3.58
(-2.58)
-3.69
(-2.69)
-3.87
(-2.87)
20
(8.5×10-25)
-3.22
(-2.22)
-3.43
(-2.43)
-3.53
(-2.53)
-3.66
(-2.66)
30
(2.7×10-24)
-3.18
(-2.18)
-3.31
(-2.31)
-3.48
(-2.48)
-3.54
(-2.54)
40
(6.3×10-24)
-3.14
(-2.14)
-3.19
(-2.19)
-3.41
(-2.41)
-3.44
(-2.44)
50
(1.2×10-23)
-3.09
(-2.09)
-3.15
(-2.15)
-3.32
(-2.32)
-3.41
(-2.41)
密度(g/cm-3)
爆発エネルギーと[Fe/H]の関係
前の表から爆発エネルギーと[Fe/H]
の関係を図に表した
縦軸：explosion energy
[erg]
横軸：[Fe/H]
SNRの爆発エネルギー [erg]
青色：ｚ=50の領域
[Meject]Fe=1.0 M◎
（下限）
ピンク色：ｚ=10の領域
[Meject]Fe=1,0M◎
(上限)

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