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~

幸田仁 (NAOJ) 岡本崇 ( ダーラム大 )

和田桂一 (NAOJ) 羽部朝男 ( 北大 )

斎藤貴之 ( 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 hal

o, 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 556:164 200

1

1.3 Galaxy Globular Cluster

• G.C. 質量 ~105M◎

• 銀河質量 ~1011M◎

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

(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

Cooling function

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

3.1 Movie : z=115～

20kp

c

可視化協力・国立天文台　武田隆顕

さん

3.1 Movie : z=4.63.6～

20kp

c

可視化協力・国立天文台　武田隆顕

さん

3.1 Movie : z~3～

20kp

c

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• 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

赤方偏移 3.3

星粒子表示

α ~ -1.5

星粒子表示

• 赤：星のシステムの半径• 青：ダークハローの半径• 星系の質量関数

：傾き ~ -1.5dN

MdM

3.4 Mbaryon/Mtotal 分布

赤方偏移 3.3

• 中心部では Mbaryon/Mtotal の大きなサブストラクチャが多い

○外向き×内向き

母銀河からの距離 (kpc)

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

• 時間経過につれて、 Mbaryon/Mtotal のが増加

母銀河からの距離 (kpc) 母銀河からの距離 (kpc)

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

2 3

2s hs

s h

Gm Gmr

r r

~ SS h

h

vr r

V

赤方偏移 3.3

○外向き×内向き

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