| 研究課題/領域番号 |
16J03421
|
|---|
| 研究機関 | 甲南大学 |
|---|
研究代表者 |
千秋 元 甲南大学, 理工学部, 特別研究員(PD)
|
|---|
| 研究期間 (年度) |
2016-04-22 – 2019-03-31
|
| キーワード | 星形成 / 金属欠乏星 / 低質量星 / 星間ダスト / 初代銀河 / 銀河形成 |
|---|
| 研究実績の概要 |
本研究は初代銀河形成シミュレーションを行うことによって、初代銀河の金属量と星質量分布の進化を追うことを目的としている。初代銀河は金属を含まない始原ガス雲で形成される初代星と、低金属量ガス雲中で形成される金属欠乏星で構成されていると考えられる。昨年度は金属量と星質量分布の進化の第一段階として、初代星の超新星爆発から、超新星衝撃波によって拡散した金属を含むガスが再び収縮し、金属欠乏星形成に至る過程をシミュレーションによって追った。そして、銀河外縁部で観測される金属欠乏星の金属量分布と重元素組成との整合性を議論する。観測された金属欠乏星のうち、一万から千分の1太陽金属量を持つものの重元素組成は重力崩壊型超新星によって合成される重元素組成と整合する。一方、一万分の1太陽金属量以下の星は、極超新星爆発の重元素組成を持つことが知られている。本研究では初代星の主系列期の紫外線放射による水素原子の電離領域の時間発展を追い、続いて超新星爆発による衝撃波の伝搬と金属の拡散過程を追う。このとき、初代星の質量は13から30太陽質量を仮定し、元素合成の計算から予言される質量の金属が拡散されるとする。それぞれ重力崩壊型超新星の場合は中心に1e51 ergを、極超新星の場合は1e52 ergを熱エネルギーとして中心に与える。その結果、再収縮した領域の平均金属量は、重力崩壊型超新星の場合は一万から千分の1太陽金属量と見積もられた。極超新星の場合は爆発エネルギーが大きいほど金属の拡散範囲が大きいため、再収縮した領域の金属量は重力崩壊型超新星より一桁小さい十万から一万分の1太陽金属量となり、銀河外縁部で観測される金属欠乏星の金属量および元素組成と整合する。この結果について学会発表を行っている。また、論文として発表する予定である。
|
| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
昨年度は初代星の輻射および超新星フィードバックを考慮した金属欠乏星形成環境について、シミュレーションコードの開発からテスト計算と本計算を経て、計算結果の解析までを行った。本計算と解析結果は前項で示したので、ここではコード開発について記述する。シミュレーションにはN体／SPHコードGadget-2を用いた。本研究ではまずGadget-2に輻射輸送を実装した。あるガス粒子からスムージング長内にある最も光源に近いガス粒子を繋いでゆき、光源からの柱密度を計算する。ただ、Gadget-2は計算領域を直方体ではなく凸型の領域で分割しており、ある光線が領域を複数回通過するため、そのままでは柱密度を正確に計算できない。そこで、凸型の領域をさらに立方体に分割し、それぞれに属するガス粒子の柱密度を計算することでこの問題を克服した。本計算で用いる512並列までの範囲でよいウィークスケーリングが得られている。続いて、超新星の衝撃波の伝播と金属粒子の拡散を追った。Gadget-2では各粒子で独立にタイムステップを刻んでおり、デフォルトでは衝撃波の伝播を正確に解くことができない。そこで、すべてのガス粒子のタイムステップを同期させるようコードを書き換えた。また、本研究では宇宙論的シミュレーションから初代星形成領域を取り出しているため、ガス粒子の質量は超新星によって合成される金属と同程度の質量である。SPH法は質量の異なる粒子間の圧力勾配を正確に解くことができないので、金属分布を解像するために、金属の伝播をテスト粒子として解くという工夫を施した。金属粒子の位置は周囲のガス粒子から内挿して求められる速度を積分することによって得られる。本研究では、周囲のガス粒子から速度を内挿するサブルーチンを新たに実装した。これらの実装により、初代銀河形成を含め、今後様々な問題を解くことが可能である。
|
| 今後の研究の推進方策 |
昨年度は重力崩壊型超新星と極超新星に対して金属欠乏星形成環境のシミュレーションを行ったが、本年度はより大質量（140-260太陽質量）の初代星による対不安定型超新星について計算を行う。爆発エネルギーは3e52 erg程度である一方、合成される金属質量は100太陽質量程度にのぼるため、金属欠乏星形成ガス雲の金属量が重力崩壊型超新星の場合と比較して小さくなるか大きくなるかは自明ではない。また、昨年度は0.7-7e5太陽質量という比較的小質量の初代星形成ハローに対してシミュレーションを行っていたが、今年度はより質量の大きい（5e6太陽質量）ハローについてもシミュレーションを行い、結果を論文として発表する。本年度はさらに金属欠乏星形成シミュレーションを拡張し、宇宙論的シミュレーション内での初代銀河形成と、重元素および星質量分布の進化についてシミュレーションを行う。大規模構造の形成から初代星形成を経て、それらのフィードバックを考慮しつつ暗黒物質ハローの合体成長による初代銀河の形成までを追う。このとき、初代星超新星で形成され、金属とともに拡散されるダストは、星質量分布に影響を与えるにもかかわらず、先行研究では精密に取り扱われていない。ダストはガスによる抵抗を受け、ガスとは異なる運動方程式にしたがって運動するため、本研究では二相流体モデルを用いてダストの拡散を追う。また、形成される星質量は先行研究ではランダムに与えられていたが、本研究では星形成ガス雲の収縮過程を別に計算することによって、形成される星質量を決定する。結果として初代銀河中の星質量と金属およびダスト分布が得られる。最終的に初代銀河の観測特性を見積もることにより、2018年に打ち上げが予定されているJames Webb Space Telescope (JWST)などの将来観測への観測予言を与える。
|
