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さやなまつかた
7 years ago
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1 理論懇シンポ 2011 年 11 月 5 日国立天文台星形成理論の進展 : 現在と宇宙初期の星形成について大向一行京大物 2 天体核

2 I. 現在の星形成 II. 宇宙初期の星形成

3 目次 I. 現在の星形成 - 標準理論とその展開ー小質量星形成と星周円盤の進化より現実的な計算後の進化段階へ大質量星形成いかにして輻射フィードバックを乗り越えるか? 星団形成と IMF 星形成効率や IMF などの統計量はどのように決まるのか?

4 分子雲コアの重力収縮 Larson (1969) 高密度分子雲コア Appenzeller & Tsuarnuter (1975) = 動的収縮ファースト 11 cm -3 =H 2 解離動的収縮セカンドコア ( 原始星 ) 22 cm -3 = 降着進化前主系列星進化 ( 林フェイズ Henyeyフェイズ ) 主系列星

5 小質量星形成の標準シナリオ林, Larson, Shu らにより 1980 年代にほぼ確立 NAOJ HST

6 分子雲コアから星への進化詳細なモデル化へ連星形成メカニズム頻度や質量比ジェットアウトフローメカニズムコアから星への星形成効率低質量星の質量は何で決まっているのか? 円盤の進化惑星形成の初期条件はどうであったか?

7 3 次元輻射磁場流体計算 : より現実的なモデル化へ輻射輸送計算の進展ファーストコア形成後は輻射加熱の強弱が重要なので同じ密度でも温度が大きく異なるこれまで 3 次元計算の際に主に用いられてきたバロトロピック近似に代わり輻射輸送が流体と同時に解かれるようになった ( 多くは単色 FLD 近似 ) 既に原始星誕生まで 3D 輻射流体計算がなされるようになった Bate (2010)

(barotropic EOS) Machida, Inutsuka, Matusmoto (2008)

8 同時に磁場も入れて計算されつつある ideal MHD から resistive MHDへ RMHD 計算 ( ファーストコアまで到達 ) Commercon + (2010-) Resistive MHD 計算 (barotropic EOS) Machida, Inutsuka, Matusmoto (2008) 輻射と磁場の相互作用により星周円盤分裂の抑制などが起こる磁場による角運動量輸送ファーストコア段階での磁場の散逸アウトフローとジェットの放出

9 円盤の長時間計算より後の進化段階へ原始星段階だけでなくさらにその後の前主系列段階あたりまで統一的に計算されるようになってきた惑星形成の初期条件が理論的に徐々に分かってきた Vorobyov & Basu (2006-) 2 次元計算 (thin disk 近似 ) 町田ら (2010) も 3DHD 計算で同様の結果を得ている間欠的降着が実際に確かめられつつある前主系列星の光度問題 FU Ori 的増光を説明

10 大質量星 (>~8M sun ) の形成 : 標準モデルの拡張観測的には ~150Msun くらいまで星が存在降着率と星の上限質量 Arches 星団の IMF 標準モデルでの質量降着率 ~c s3 /G=2x10-6 (T/10K) 3/2 M sun /yr 1. 形成時間問題形成時間が星の寿命より長くなってしまう 2. 輻射圧問題中心星からの輻射による降着流中のダストへの輻射圧が強くて降着できなくなる Wolfire & Cassinelli (1986)

11 2 つのシナリオ ( 数年前のスライドより ) その 1 大降着率説 (e.g., Nakano et al. 2000;McKee & Tan 2002) 高温分子コアのスペクトル大きい乱流速度強いアウトフロー短いジェットの年齢 ~10-3 M sun /yr を示唆その 2 合体説 (e.g., Bonnel et al. 1998; Stahler et al. 2000) 大質量星は星団の中心部 ( 星密度大 ) で形成 Mass segregation, gas drag により合体しやすくなる

12 大降着率 & 非球対称降着により大質量星形成は可能柱密度の高い雲では先に出来た小質量星による加熱により分裂は抑制される中心星からの輻射圧が強くなった後も降着は非定常に続く平均的な降着率はその後もあまり変わらない Krumholz + (2009)

13 星団形成と IMF より大きな雲の領域 (pc スケール以上 ) の計算により星団スケールの星形成過程が調べられている輻射流体も登場乱流のモデル化にはまだ問題がある初期に手で入れているその後も駆動し続けているもしくはジェットを手で入れているのが現状星の質量関数輻射流体計算による星団形成過程約 150 個ほどの星が出来た (Bate 2011) Barotropic EOS の場合

14 II. 宇宙初期の星形成

15 目次 2 II. 宇宙初期の星形成初代星形成降着進化連星形成低金属度星形成ダスト冷却分裂

16 3D 宇宙論的計算 : 原始星誕生まで計算温度進化原始星高密度コア ~1000M sun ~1/100M sun 水素分子冷却により数密度 ~10 4 cm -3 で質量 ~1000M sun の高密度コアが形成その中で ~10 21 cm -3 の原始星が誕生初期質量 ~10-2 M sun 吉田大向 Hernquist 2008

17 原始星の降着進化も計算できた宇宙論的シミュレーションから初期条件を作る 2D 輻射化学流体計算 + 中心星進化細川大向吉田 Yorke 2011 T ρ & v 4000 AU 原始星生成時の状態

18 質量降着率 (M 8 /yr ) 降着率の進化 No Feedback With Feedback 星質量 (M 8 ) UV 光 feedback の為に大幅に降着率が低下するこの場合星質量 ~43 M 8 で星への降着が止まる

19 回転エネルギー / 重力エネルギー初代星も連星として形成町田大向松本犬塚 (2008) Barotropic 近似少しでも回転しているコアは分裂 ( 現在の星形成の場合以上に連星形成しやすい ) 非軸対称性揺らぎの大きさ

20 Turk et al 宇宙論的シミュレーションでも連星形成 Stacy et al 宇宙論的な計算でも連星 / 小星団形成がおこることが確認されているおそらく大質量 ( 数 10M sun ) 連星 GRB 親星重力波源 Clark et al Greif et al 一部は小質量 (<1M sun ) のまま放出銀河ハロー中に今でも見つかるかも!

21 星の種族 III/II 遷移宇宙の初代星 ( 種族 III 星 ) 理論から典型的に大質量 ( 太陽の数 10 倍 ) と予想されている ( 連星形成の際に小さいものも出来るかもしれない ) 太陽近傍の星 ( 種族 II,I 星 ) 典型的に低質量 ( 太陽の倍 ) 宇宙の歴史の中で典型的な星質量が大質量から小質量へと遷移が起こった ( 種族 III/II 遷移 ) これはどのようにして起こったのか? 星間ガス中への重元素の蓄積とそれによる冷却 ( たぶん ) 磁場乱流外部輻射の効果など ( 具体的な機構は不明なのであまり真面目に考えられていない ) 21

22 重元素冷却による分裂 2 つの流派がある微細構造線冷却 (Bromm et al. 2001;Bromm& Loeb 2003;Santoro&Shull 2006; Smith & Sigurdsson2007 ; Frebel et al など ) 不定性が少ない観測とあう十分低質量になるか? ダスト冷却 (Omukai 2000; Schneider et al. 2002, 2006; Tsuribe & Omukai 2006; Dopcke et al など ) 不定性が多い観測と比較しにくい十分低質量になる 22

23 低金属度ガスの熱進化 1) ダストの熱放射による冷却 : [M/H] > -5 2) ダスト表面反応による H 2 形成 & 冷却 : [M/H] > -4 3) 微細構造線による冷却 (C と O): [M/H] > -3 [M/H] := log 10 (Z/Z sun ) これは 1D 計算ダストの性質は近傍の星間ガスと同じとした大向, 細川, & 吉田 2010 低質量 (<1Msun) の分裂片はダスト冷却によってのみ形成される

24 最近では 3D シミュレーションでもダスト冷却分裂を確認 [M/H] dust =-5 [M/H] dust =-4 5AU Yoshida, KO in prep. 10AU Dopcke et al. (2011) 高密度 (n~10 14 cm -3 ) でのダスト冷却により高密度コアが分裂する M frag ~ 0.1 M sun ダストが僅かにあるだけで典型的な星質量は低質量へと移行する

25 最近ダスト理論に有利な発見 Nature 477, 67 C なども入れるとこれまででいちばん低金属度の星 4.5x10-5 Z sun 微細構造線理論では説明できずダスト理論なら OK 25

26 I. 現在の星形成まとめ低質量星のコア崩壊から原始星の進化原始星形成過程の輻射磁気流体計算による詳細モデル化円盤の長時間進化も徐々に明らかに大質量星形成過程不安定コアからの重力崩壊 & 円盤降着により形成 OK 星団形成過程数値シミュレーションが進む IMF も観測を再現している

27 宇宙最初の星形成 II. 宇宙初期の星形成まとめ宇宙最初の星は z~20-30 に M sun のハロー中の数 100M sun の高密度コア中で質量 40M sun の星として誕生おそらく連星 ~ 小星団として形成コア崩壊型超新星として重元素を放出低金属度星形成 : 種族 III/II の遷移星間ガス中に蓄積したダストの放射冷却により高密度で温度の急な低下が起こるこれにより低質量の塊が形成されるダストによる分裂に必要な金属量は太陽の 10 万分の 1 くらい

スライド 1

スライド 1 II 太陽近傍の星形成概観 : 星間ガスから星へ Dame 他水野ほか大西ほか (1998) (1995) HI 雲 (10-100/cc, 80K) 分子雲 (10 2-3 /cc, 10K ) 分子雲コア (>10 4 /cc, 10K) 原始星 ( 質量獲得中 ) 前主系列星 (T タウリ型星 Herbig Ae/Be 星 ) 主系列星原始星 M17-SO1 大西ほか (2002) 5000AU