Numerical simulations of the formation of the first galaxies

本研究の最終目標は、初代銀河における星の質量分布と金属量分布を知ることである。星質量分布と金属量分布は相互に影響を及ぼすことが知られているが、それぞれ別々に議論されてきた（e.g. Omukai 2000; Ritter et al. 2016）。そこで本研究ではその相互作用の第一歩である、初代星の超新星爆発から金属欠乏星形成までの一連のプロセスを数値シミュレーションで追った。本研究では、N体/Adaptive Mesh Refinement (AMR)コードenzoを用いて宇宙論的シミュレーションを行った。300共動kpcの計算領域内で赤方偏移12.1において1e6 Msunのミニハローが形成された。ハロー中心に13 Msunの初代星粒子を置き、これを光源として電離光子輻射による電離領域形成と超新星衝撃波の伝播を追った。超新星衝撃波は電離波面外部の高密度領域を通過するため、放射冷却によるエネルギー損失によって衝撃波がハローに落下し、再収縮を起こした。再収縮領域の中心から~1 pcの範囲内で金属量はほぼ一定の値2.6e-4 Zsunとなった。つぎに私は再収縮領域の重力収縮過程を追った。本研究では、ダストが気相中の金属分子の降着により成長するダスト成長を初めて取り入れた。密度10^11 /ccにおいてSiO分子のシリケイトダスト(Mg2SiO4, MgSiO3)への降着により、ダスト成長が起こる。密度10^14/ccにおいて連続光に対してガスの光学的厚みが大きくなり、ダスト冷却率が小さくなると、原始星コアが形成される。その質量は0.06 Msunであり、小質量星形成が示唆された。この研究から、一回の超新星爆発でミニハローの自己汚染により、現在観測されている長寿命つまり小質量（<0.8 Msun）の金属欠乏星が形成されることが示唆される。

本研究の最終目標は、初代銀河における星の質量分布と金属量分布を知ることである。星質量分布と金属量分布は相互に影響を及ぼすことが知られているが、それぞれ別々に議論されてきた（e.g. Omukai 2000; Ritter et al. 2016）。そこで本研究ではその相互作用の第一歩である、初代星の超新星爆発から金属欠乏星形成までの一連のプロセスを数値シミュレーションで追った。本研究では、N体/Adaptive Mesh Refinement (AMR)コードenzoを用いて宇宙論的シミュレーションを行った。300共動kpcの計算領域内で赤方偏移12.1において1e6 Msunのミニハローが形成された。ハロー中心に13 Msunの初代星粒子を置き、これを光源として電離光子輻射による電離領域形成と超新星衝撃波の伝播を追った。超新星衝撃波は電離波面外部の高密度領域を通過するため、放射冷却によるエネルギー損失によって衝撃波がハローに落下し、再収縮を起こした。再収縮領域の中心から~1 pcの範囲内で金属量はほぼ一定の値2.6e-4 Zsunとなった。つぎに私は再収縮領域の重力収縮過程を追った。本研究では、ダストが気相中の金属分子の降着により成長するダスト成長を初めて取り入れた。密度10^11 /ccにおいてSiO分子のシリケイトダスト(Mg2SiO4, MgSiO3)への降着により、ダスト成長が起こる。密度10^14/ccにおいて連続光に対してガスの光学的厚みが大きくなり、ダスト冷却率が小さくなると、原始星コアが形成される。その質量は0.06 Msunであり、小質量星形成が示唆された。この研究から、一回の超新星爆発でミニハローの自己汚染により、現在観測されている長寿命つまり小質量（<0.8 Msun）の金属欠乏星が形成されることが示唆される。