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=115 可 視 化 協 力 ・ 国 立 天 文 台 武 田 隆 顕 さ ん ～20kpc 3.1 Movie : z=4.63.6 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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