理論懇シンポジウム 2012/12/22-24

銀河形成・星団形成シミュレーション

斎藤貴之東京⼯業⼤学理学流動研究機構

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我々の宇宙• 宇宙を満たす物質(=エネルギー)の量

– 暗⿊エネルギーあり– 暗⿊物質が物質の⼤半を担う宇宙

• 天体の種となる物質分布の”揺らぎ”のパターン– ⼩さい天体ほど最初にできやすい性質を持つ階層的構造形成宇宙

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我々の宇宙の進化史

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Cosmic Star Formation History

• 上段：Cosmic Stellar Mass Evolution– 1<z 50%の星ができる– 銀河の⺟体を作る時期

• 下段：IR の内訳– z~1 でLIRGs/ULIRGs が

⽀配的• どのような星形成を経た

かを明らかにすることが銀河形成解明の鍵

Le Floc'h et al. (2005)

Shapley (2012)

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Forming galaxies

Elmegreen+(2009)Google image search (2012)

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星団• Local: Globular Clusters(~106M◎),

Open Clusters(~103M◎)• Extragalactic：GCs, Young Star

Clusters (104-8M◎)

30 Doradus @ LMC

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MW 球状星団• 左上：MWの星団の質

量関数– ~100個– 釣り鐘型

• 左下：⾦属量分布– ⼆峰性が⾒られる– ほぼ年齢分布– Disk/Halo GCs– ⼀つの星団の中の⾦属量

分布はほぼ均⼀

だいたいのことは Ashman & Zepf (1998)Kravtsov (2012), Dotter+(2010)

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DM halo less• ()DM haloがあるとすると、

tidal tailを引きづらい(M/L<2.5)• (↓)いくつかの球状星団は tidal

tailsを持つ(e.g., M2、Pal5)

Moore 1996

Odenkirchen 2003DMなし

DMあり

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球状星団形成• 星団の形成過程は依然不明

– 無数のシナリオがある• 基本的には~106M◎のガス雲を⼀気に作り崩壊させる

(レビュー：Harris 1991, Ashman & Zepf 1998, Brodie & Strader 2006)

– 銀河衝突によって星団形成が誘発されるというシナリオはそのうちの⼀つ(Schweizer 1987, Ashman & Zepf 1992, Kumai et al. 1993)1. 銀河の星質量で規格化した球状星団個数が楕円銀河>円

盤銀河 (Schweizer 1987, Harris 1991, Zepf & Ashman 1993)

2. 相互作⽤銀河における若い星団の発⾒(e.g., Whitmore & Schweizer 1995, Whitmore 2003 for a review)

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個数-銀河形態関係

• 明るい銀河の⽅が星団をたくさん含む• 早期型銀河の⽅が星団をたくさん含む

Harris 1991

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衝突銀河

Whitmore+2010

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Numerical studies on SC formation in merger simulations

• SPH simulations with an isothermal ISM of ~104K: Bekki & Couch (2001),Li et al.(2004)

– 典型的な銀河衝突シミュレーションと同等のモデル(Barnes & Hernquist and Mihos & Hernquist)

– ジーンズ質量は >~106M◎, 星団は⾮常に⼤きなクラウドで形成されるとする

• Sticky particle simulations with SF and FB (Kick): Bournaud et al. (2008)

– そもそも流体を解いていない

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Bekki & Couch (2001)• 銀河衝突の SPH シミュ

レーション– 等温ガス~104K– ~40000粒⼦

• ⾼圧を経験したガス粒⼦がSuper star cluster になると仮定(Potential Formation Sites)– Harris & Pudritz 1994–

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Li+(2004)• 銀河衝突の SPH シ

ミュレーション– 等温ガス:cs~6 km/s– 200万粒⼦– ε=10pc for gas– ε=100pc for stars

• Sink 粒⼦による(ガス吸収による)星団成⻑– Sink 粒⼦の質量の35%

が星になるとする

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Bournaud et al. (2008)

• Sticky particle 合体シミュレーション– 3600万粒⼦、– PMセル最⼩サイズ32pc

• ⾃⼰重⼒で拘束された星団〜100個– ⾼い速度分散を反映した⼤質量星団の形成

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Numerical studies on SC formation in merger simulations

• SPH simulations with an isothermal ISM of ~104K: Bekki & Couch (2001),Li et al.(2004)

– 典型的な銀河衝突シミュレーションと同等のモデル(Barnes & Hernquist and Mihos & Hernquist)

– ジーンズ質量は >~106M◎, 星団は⾮常に⼤きなクラウドで形成されるとする

• Sticky particle simulations with SF and FB (Kick): Bournaud et al. (2008)

– そもそも流体を解いていない星団形成過程を”直接”扱った研究はない⾼分解能計算に基づく現実的なISM/SF/FB

を⽤いて星団形成過程を明らかにする

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なぜ⾼分解能？1. 質量分解能 > ジーンズ質量in SPH, Nnbxmsph > MJeans(ρ,T)

– ガス収縮による分⼦雲の形成– SFモデルの不定性に結果が

よらなくなる(Saitoh+2008)2. ⼆体加熱による⼒学的に冷たい

天体の破壊を防ぐ

Saitoh+2008 PASJ

– Th=106 K, Tc = 10 K, tcross=108yr, “dT/dt ≦ 2x10-8K/yr”→N~107

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Parallel N-body/SPH code：ASURA

• C (C99) + MPI• Domain decomp.:Orthogonal Recursive

Bisection• Gravity: Parallel Tree+GRAPE

– Hardware accelerators : GRAPE-5/GRAPE-6A/GRAPE-7/GRAPE-DR

– Software accelerator : Phantom-GRAPE• Assembler tuned software library!!

• Hydro：Smoothed Particle Hydrodynamics• Time integrator: Leap-frog

+Individual time steps+Time-step limiter(Saitoh & Makino 2009)+FAST (Saitoh & Makino 2010)

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• シミュレーションの⾼分解能化により、低温⾼密度の星間ガス(低ジーンズ質量)を扱うことができるようになる

• 利点：(Saitoh+ 2008): a. クランピーな星間ガス構

造を表せるb. 観測に対応するような薄

い星円盤を形成できるc. 結果の星形成効率パラ

メータ(C*)依存が弱くなる

Realistic modeling of the ISMbased on high-resolution

Baba, Makino, Saitoh, Wada et al. (2009), Visualization: Takaaki Takeda

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Ideal orbit

Merger simulations• Two equal mass galaxies (1011M◎)

– Parabolic orbit• Gravity, Hydrodynamics, Radiative

cooling, FUV, Star formation, TypeII SN• N-body-SPH code: ASURA

• Saitoh et al. (2008,2009)• Saitoh & Makino (2009,2010,2012ab)• ISM: a wide temperature range (101-8K),

thanks to high mass resolution• SF：Schmidt law＠nH>100 cm-3,

Tth<100 K,▽･v<0– dρ*/dt = C*ρgas/tdyn∝ρgas

1.5 ; C*=0.033• SN: 1051ergs/1SN, thermal energy form

See Saitoh et al (2008,2009)

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Brown: cold gas, blue: hot gas, blueyellow points: starsSimulation:Takayuki Saitoh, Visualization: Takaaki Takeda

• ⼆つの銀河の間にショックで励起されたフィラメントが現れる– Filament mass:109M◎– ⾼密度(>100nH/cm3)&低温

(<100K)• フィラメントでスターバースト発⽣• 〜100個の星団が形成される

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Brown: cold gas, blue: hot gas, blueyellow points: starsSimulation:Takayuki Saitoh, Visualization: Takaaki Takeda

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• 初期遭遇時に爆発的星形成• 星形成の急激な終焉は TypeII SN のせい• T>104K のISMだと爆発的星形成は起きない

“Starburst” at the first encounter

See Saitoh+2009

Run withoutthe lower part (<104K) of

the radiative cooling

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Star clusters• ⾃⼰重⼒で拘束さ

れた星団: N>100 – Mass〜104-8M◎– No dark matter

component– Size≦Softening

length

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Mass functions• ⼤質量側: power laws

with “~-2”– 系外の若い星団の質量関

数と無⽭盾(e.g.,Whitmore 2003)

– power law プロファイルは重⼒の性質(スケールフリー)を反映(Elmegreen 2006)

– 質量空間分解能依存は弱い

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• 星団は階層的に形成– Wet merger phase:

<440Myr– Dry merger phase:

>440Myr– 従来のMjeans>106Msun の

崩壊とは異なる描像

Merger Tree

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階層的星団形成シナリオと観測の対応

• 若い星団形成領域は⾮常に混み合っている(Whitmore+1999)

– 階層的星団形成過程では⾮常に混み合っている• ⾼い多重星団率(Binary/Multiple rate ~1/2-1/3 @

Larsen 2004)– 合体形成中の星団はバイナリやマルチプレットをなす

• 冪的質量関数(Zhang&Whitmore+1999他)– 重⼒的に合体成⻑すると⾃然と冪的に– 重⼒はスケールフリーな物理だから(e.g., Elemegreen

1996)

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⾓運動量をどうするか？• 合体起源星団の⻑時間進化の計算から、最

終的に形状・⾓運動量ともに観測と同程度に進化する(Sugimoto & Makino 1989, Akiyama & Sugimoto 1989, Makino et al. 1990, Akiyama 1991, Baumgardt et al 2003）1. エスケーパーが⾓運動量の⾼い星を除く

(Sugimoto & Makino1989, Makino+1990)2. 内部進化で⾓運動量輸送が⽣じる (Akiyama &

Sugimoto 1989)

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階層的合体による星団形成

• 観測される星団のいくつかの特徴が説明できる– Initial mass segregation– エスケーパーの分布– Core profile

• Subcluster の中で進化を加速できるから

Fujii, Saitoh & Portegies Zwart (2012)

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まとめ• 超⾼分解能銀河衝突シミュレーション

– ISMの多層構造/現実的な星形成/超新星爆発– MSPH~2000Msun, ε~1pc

• 初期遭遇時にショックで形成されたフィラメントに沿って広がった爆発的星形成発⽣

– 従来のシミュレーションでは再現されていな• 観測に対応するような星団形成

– 星団形成過程は階層的• 重⼒による集積

– 初期のジーンズ質量は106M◎以下Saitoh et al. 2011, Saitoh et al. in prep.

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Future prospect• 星団形成過程を再現できる数値シミュレーション

が実⾏可能になった次は銀河形成のなかで考えたい

1. さらなる⾼分解能– N~1011 for 10Gyr simulation

2. Star-by-star シミュレーション3. 星団進化の⻑時間積分

– BRIDGE(Fujii+2006)+FAST(Saitoh & Makino2010)– P3T(Oshino+2011)+FAST(Saitoh & Makino 2010)

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個数-銀河形態関係• ⻘い星団も⾚い星

団も Early type の⽅が多い– ただし、M/L=10

for Es, 5 for Ss.• ⻘い星団を low-

metal な星団と思うと、銀河形成環境で効率が違う？

⻘い球状星団

⾚い球状星団

Brodie & Strader (2006)/See also Rhode+(2005)

■□

○

T=NGC/109Msun

★

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⼆(多)峰性

Yoon+2011

• 系外球状星団の⾊分布の⼆峰性(b,e)

• ⾊-⾦属の⾮線形性を考慮すると単峰に(h)