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幸田仁 (NAOJ) 岡本崇 ( ダーラム大 ) 和田桂一 (NAOJ) 羽部朝男 ( 北大 )

10 4 K 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

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幸田仁 (NAOJ) 岡本崇 ( ダーラム大 ) 和田桂一 (NAOJ) 羽部朝男 ( 北大 )

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Presentation Transcript

  1. 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 Formationin 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)

  2. 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.

  3. 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… Weil &Pudritz APJ 556:164 2001 CDM宇宙で球状星団を形成できるか？+DMhaloはどうなるか？

  4. 1.3 Galaxy Globular Cluster High resolution＋104K以下の冷却 • G.C.質量 ~105M◎ • 銀河質量~1011M◎ • M>105M◎のガス雲を分解 • これらからコンパクトな星系球状星団と仮定 • その上で扱えるだけ大きなシステムを扱う

  5. Cooling function 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 (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

  6. 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

  7. 3.1 Movie : z=115 可視化協力・国立天文台　武田隆顕さん ～20kpc

  8. 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

  9. 3.1 Movie : z~3 可視化協力・国立天文台　武田隆顕さん ～20kpc

  10. 3.2 ガスの密度-温度図 赤方偏移3.3

  11. 星系の質量関数 ：傾き~ -1.5 α ~ -1.5 3.3 Substructures • 赤：星のシステムの半径 • 青：ダークハローの半径 • SKID (Governato et al.1997)を用いてサブストラクチャを抽出 全粒子表示 星粒子表示 星粒子表示 赤方偏移3.3

  12. 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

  13. 3.5 時間進化(Mb/Mt&質量) • 時間経過につれて、DMが選択的にはぎ取られている 母銀河からの距離(kpc) 母銀河からの距離(kpc) • 時間経過につれて、 Mbaryon/Mtotalのが増加

  14. 3.6 潮汐力によるはぎ取り • 潮汐半径 • 現在の位置での潮汐半径 • Substructureは等温分布と仮定 ○外向き×内向き 赤方偏移3.3

  15. 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

  16. 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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