宇宙の初期構造の起源と 銀河間物質の再イオン化
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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
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