宇宙の初期構造の起源と銀河間物質の再イオン化

理論懇２００４　１月６日

国立天文台理論天文学研究系　吉田直紀　

構造の起源：初期宇宙での密度揺らぎ構造の起源：初期宇宙での密度揺らぎ

k [h/Mpc]

0.01 0.1 1 10 100 1000

100

10

1

0.1

0.01

0.001

(k)=4k P(k)2 3

10 10 10 　 Msun 12 9 6質量

CDM

パワースペクトル

発展した宇宙の密度場

1Gpc

1Mpc

CDM

k

power

観測で確実にわかっている部分観測で確実にわかっている部分

k [h/Mpc]

0.01 0.1 1 10 100 1000

100

10

1

0.1

0.01

0.001 10 10 10 12 9 6質量スケール

CDMCMB

（ WMAP)

？

早期再電離（～２－３億年）

0.17

WMAP First-Year Result

reion. at z

原始ガス雲形成の宇宙論的原始ガス雲形成の宇宙論的シミュレーションシミュレーション　　　　

Gas H2

9 種非平衡e,　H,　H+,　H-,　H2,　H2+,　He,　He+,　He++　

初期条件：　密度ゆらぎガウシアン ,　CDM　+　 バリオン +　 背景放射

重力　　+流体力学 +化学反応

z　=　100 磁場なし、ダストなし、宇宙線なし！

WMAP

Yoshida, Sugiyama, Hernquist (2003)

初期天体の形成初期天体の形成

1　Mpc

CDM モデル

z=17

初期天体の典型的質量初期天体の典型的質量

M_host ~ 10 Msun6

Yoshida, Abel, Hernquist, Sugiyama (2003a)

Small-scale power: pLCDM, WDM, RSISmall-scale power: pLCDM, WDM, RSI

WDM

(k)2pLCDM

610 Msun10 9

Running SpectralIndex model

CDM vs WDM (10 keV)

z=20　 でたくさんのガス雲 一個だけ

1　Mpc

z=17 でのミニハローの分布

CDM WDM

z_reion　(WMAP)　~　17

イオン化波面伝播のシミュレーション

z=24 z=22

z=21 z=20

Sokasian,　Yoshida,　Abel,　Hernquist　(2003)

中性

イオン化

Adaptive　RayCasting　Scheme　　

LCDM+PopIII

（極端な）モデル :1. ガス雲につき一つの大質量星 2. f_esc = 13. イオン化領域では星形成なし

イオン化領域の割合

LCDM vs Running model

３０個 @z=20 0 個

1　Mpc

LCDM

Running

原始ガス雲の数

WMAPz_reion

WDM

RSI

610 Msun10 9

(k)2LCDM

もう少し大きなスケールもう少し大きなスケールpLCDM,pLCDM, WDM(1kev), RSIWDM(1kev), RSI

CDM サブストラクチャー

Springel et al. (2001) Moore et al. (1999)

Kochanek & Dalal (2002)

4-image radio galactic lenses

MG0414+0534B0712+472PG1115+080B1422+231B1608+656B1933+503B2045+265

銀河サイズハローの観測銀河サイズハローの観測

超高解像度シミュレーションの結果

銀河サイズのハロー内のサブハロー

Yoshida & Hernquist (2004)

CDM RSI WDM

~ 7 % ~7 % ~2.5 %

Cosmic PatchworkCosmic Patchwork- - 初期物質分布を初期物質分布を”” 観測“する観測“する

銀河サーベイ

ハローの部分構造によるレンズ効果

早期再イオン化

CMB (WMAP)

ライマン - 雲LCDM

RSIWDM

10 10 10 12 9 6質量スケール

(k)2

k [/Mpc]

わかっている部分わかっている部分

k [h/Mpc]

0.01 0.1 1 10 100 1000

100

10

1

0.1

0.01

0.001 10 10 10 12 9 6質量スケール

CDMCMB

（ WMAP)

＜まとめ＞＜まとめ＞ これからおもろいのは、、、

N.Y. 理論懇 2001 、 2004 、、、

展望（まとめにかえて） 展望（まとめにかえて）

1.イオン化の歴史をさぐる。　 だけではよくわからない post-WMAP CMB 観測 GRB afterglows

2.銀河サイズのハローの部分構造　（ Dalal 2002; Metcalf 2003; 千葉 2002)

3.赤方偏移した中性水素２１ cm　　ｚ＞１５

もっと簡単に計算したい、、、が、 　　

H He

H2

+

t_dyn ~ ３０００万年t_cool ~ ３０００万年t_chem ~ ３０００万年t_hubble ~ １億年

　 z=25:

銀河 ( 大きなシステム）の形成

原始ガス雲形成

水素・ヘリウムガスの冷却曲線

Comparison: SA vs simulationComparison: SA vs simulation

“Minimum　collapse　mass”　　　　　　　　model

宇宙の構成要素宇宙の構成要素

ダークマター

ダークエネルギー

通常の物質

？

？

1. Landau, Lifshitz Quamtum Mechanics 2. Sedov Similarity and Dimensional Methods in Mechanics 3. Vincenti, Kruger Physical Gas Dynamics

おすすめ本：