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ぜんすけねごろ
5 years ago
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1 精度銀河形成シミュレーション時代の幕開け斎藤貴之国天台天シミュレーションプロジェクト共同研究者松井秀典久保英郎和桂富阪幸治牧野淳郎 (NAOJ) 台坂博 ( 橋 ) 吉直紀 ( 東 ) 岡本崇 ( 筑波 ) 場淳 ( 東北 )

2 初期条件我々の宇宙がどのような進化をするかは極めて正確にわかっている冷たい暗物質が配する宇宙宇宙背景放射銀河サーベイなどの結果からさな構造が先にできそれらが合体成する階層的構造形成宇宙 Tegmark et al. 2003

3 Dark matter は O.K.

4 銀河形成の詳細は解っていない Hogg, D. & Blanton, M.R.

5 銀河形成シミュレーション宇宙 Inflation BigBang CDM+Cosmological Constant 物質ダークマターバリオン物理 & モデル重流体的相互作 ( 圧縮性 ) 放射冷却星形成超新星爆発属量進化 ( 磁場輻射宇宙線等 ) ほとんどが粒計算 (1) 質量分解能 : 10 6 M (2) ガス :T>10 4 K (3) 空間分解能 : kpc

6 星形成パラメータは般に Schmidt- Kennicutt 関係を再現するように選ばれる Σ SFR [M /kpc 2 /yr] The observed SK relation Governato+2007 典型的な星形成条件 (Stinson+2006) 密度条件 : n th > 0.1 個 /cc 温度条件 : T <15000K v < 0 ρ * = C * ρ gas /t dyn ρ gas 1.5 C * 星粒は同じ時刻に同時に様な属量の元でまれた恒星の集団として扱う Single Stellar Population 近似 Σ gas [M /pc 2 ]

7 Abadi+2003 DM Gas Star 時間進化

8 運動量問題 DM Disk Stars バリオン塊の形成学的摩擦による沈降バリオンから DM への運動量輸送低運動量恒星成分 (= バルジ ) 質量 Abadi+2003 初期の銀河形成シミュレーションからこの問題は認識されていた (e.g., Katz &Gunn 1991, Navarro Benz 1991,Steinmetz &Navarro1999) Tully-Fisher 関係が再現できない

9 Satellite 問題 Moore+(1999) シミュレーション観測されるサテライト銀河の数とシミュレーションから得られるサブストラクチャの数の不致智明さんの講演岡本崇さんの講演観測

10 Effects of feedback on the morphology of galaxies With (strong) feedback Without feedback Thacker Couchman 2001 See also:sommer-larsen+2003,robertson+2004,okamoto+2005, Governato+2007,2008, Mashchenko+2008

11 バリオンプロセスが重要 Zavala+2008 バリオンは collapse 後に運動量を失うバリオンダークマター SF/FBモデルによって運動量の輸送効率が変わる銀河形態が変わる (Okamoto+2005, Zavala+2008) バリオンプロセス (SF/FB) の扱い ( 精密化 ) が重要

12 分解能シミュレーションへつの SPH 粒 Wada Norman 2001

13 Higher resolution than 10 6 M! 重収縮に伴う分裂を扱うためには Jeans 質量を分解する必要がある : N ngb x M SPH < M Jeans (r,t) n H ~ 10 2 /cc( 分雲 ) を分解するためには M SPH ~< 10 M 従来にない分解能シミュレーションが必要 Log 温度 [k] Equilibrium temperature 10 6 M 10 3 M 10 2 M 10 M Saitoh+2008a PASJ Log 密度 [n H ]

14 星形成条件とディスク構造と局的な星形成の性質 Obs A C Low-n th run n th =0.1n H /cc High-n th run n th =100n H /cc 10 4 K<T<10 8 K 10K<T<10 8 K 1. 星形成の密度閾値は銀河構造にきな影響を与える 2. SFR, Σ gas -Σ sfr -relation はそれの影響を受けない 3. High-n th run では C * 依存が弱くなる Saitoh+2008a PASJ

15 Antennae 相互作用銀河 Conventional simulations of galaxy-galaxy merging スターバーストスターバースト星団形成 ( M ) 低分解能計算 ( 粒 :10 6 M ) 合体の最後にスターバースト

16 Shock-induced SF model n=1.5, m=0, C * =0.025 dρ * /dt=c * ρ n MAX(dU/dt,0) m n=1, m=0.5, C * =0.5 First encounter でのstarburst 広がったSF regions Barnes 2004 MNRAS

17 Merger simulations Two equal mass galaxies (10 11 M ) Parabolic orbit Gravity, Hydrodynamics, Radiative cooling, FUV, Star formation, TypeII SN ε=20pc Z = 0.5 Z Ideal orbit

18 Green: dense gas, brown: diffuse gas, white points: young stars Simulation of galaxy-galaxy merging

19 Starburst at the first encounter 我々のモデル従来のモデル初期遭遇直後にスターバースト従来のシミュレーション (T cut = 10 4 K) では現れない

20 #01 #11 T form ~10 7 yr Saitoh+ in prep. M starcluster ~ M No Dark matter

22 他の分解能シミュレーション Wada & Norman (1999,2001), Wada (2008) ISM 構造乱流星形成フィードバック Tasker & Bryan (2006,2007) ISM 構造星形成フィードバック Wang & Abel (2007) ISM, 磁場 Susa (2008) 輻射輸送計算 Robertson & Kravtsov (2008) 分雲形成と分雲内星形成 Agertz+(2008) ISM 構造乱流星形成フィードバック

23 AMR galaxy simulations Cosmological simulation はまだ多くない Kravtsov (2003) z=4 まで lmin=0.26kpc Kravtsov & Gnedin (2005) z=3 まで lmin=0.26kpc Joung+(2008) z=3 まで lmin=0.84kpc/h Gibson+(2008): 収録 z=0 まで lmin=0.3kpc/h z=0 まで完した最初の AMR GF simulation ( でも M.C. なし ) 孤銀河 simulation (ISM 進化に注 ) Tasker & Bryan (2006,2007) Star formation and feedback Tasker & Tan (2008) Molecular clouds formation and evolution Wang & Abel (2007) MHD

AMR simulation by Joung+ 2008 CDM simulation V=27.3/h Mpc 3, Lmin = 0.

24 AMR simulation by Joung CDM simulation V=27.3/h Mpc 3, Lmin = 0.84/h kpc comoving. z=3 まで Computer: NCSA Tungsten Dell Cluster(?) Code: ENZO ARM なら何もかもがうまくいくというわけでは当然ない

25 Euler スキームで GF 計算する際の困難 Time step 問題 Δt = C ΔX/V : ΔX = メッシュサイズ V 200km/s ラグランジュスキーム Δt= C ΔX/V σ : V σ 10km/s( 速度分散 ) 数値拡散周年で 2000 メッシュ (Δx=1pc&V=200km/s) 次スキーム?( そんなのを AMR に実装するのか?) 1Gyr 進化 1Gyr 進化並進運動有 1Gyr クラスタを進化させた時のプロファイル進化 AMR は並進運動があると core が溶ける Tasker+(2008)

26 GF シミュレーション研究の展望 10 6 M 10 4 M 現象論的アプローチ SSP 近似の限界輻射輸送磁気流体化学進化星団進化 IMF テンプレート宇宙線とか SMBH 10 2 M 1M 恒星形成惑星形成 10-2 M 10-4 M 10-6 M ?

27 まとめ銀河形成シミュレーション運動量問題バリオンプロセスの扱いが重要現象論的な FB モデルでとりあえず解決 +α 精度銀河形成シミュレーション現実的な EOS/SF/FB モデルの導銀河構造の格がえてきた VERA/JASMINE の成果に期待 AMR GF シミュレーションも始まった! AMR なら全てがうまくいくという単純なものではない AMR ならではの困難との闘い粒計算と結果を較しつつ

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, 0707 始原的ガス雲の non-biased カタログ : 始原星の初期質量関数平野信吾 1 細川隆史 1 吉田直紀 1,2 千秋元 1 梅田秀之 1 et al 1 東京大学 2 Kavli IPMU 初代星初代銀河研究会 2014@ 鹿児島大学 (2014/01/22-24) 始原星の質量 : 星形成過程始原星 ( 種族 III の星 ; zero-metallicity star) 宇宙の初期進化を左右