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きみとしわくや
5 years ago
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1 II 太陽近傍の星形成

2 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 ( /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 酒向ほか (2005)

3 星の故郷分子雲質量 ~ M sun ; 密度 ~100cm -3 ; 温度 ~10K SciencePhotoLibrary, Mizuno et al.1995

4 log( 温度 ) 星間ガスの各フェイズ WNM 希薄な中性ガス (Warm Neutral Medium, Cold Neutral Meidum) がほぼ圧力平衡を保っている CNM 分子雲星の形成へ分子ガス中では圧力が大きく自己重力的となっている log ( 数密度 )

5 銀河内における分子雲の分布近傍のFace-on 銀河の観測 M33 Engargiola+ (2003) M51 Koda+(2011) 分子雲はほぼ銀河の渦状腕に沿って分布している銀河衝撃波による圧縮分子雲形成?

6 分子雲のフィラメント構造 Aquila Rift 分子雲はフィラメント状雲の集合体である星形成コアは不安定なフィラメントで誕生 Andre et al. 2011

7 分子雲乱流に関する Larson の法則分子雲は乱流状態観測される線幅は熱的なものより大きい速度分散は大スケールほど大きくなっている自己重力的柱密度はだいたい一定 Solomon et al. (1987) 注 ) 上の 3 法則は 2 つを認めるともう 1 つは自動的に出てくる

8 分子雲からの星形成率は低い太陽より内側の分子雲の質量合計 10 9 M sun が自由落下時間 t ff で星になると実際の銀河系内の星形成率は 2-3M sun /yr 程度で 100 倍も低い

9 分子雲分子雲コアの質量関数分子雲自身および分子雲内のクランプの質量関数は星の IM F よりフラット dn/dm ~ m -1.6 分子雲コアの質量関数は星の IMF とよく似ているどうやら分子雲コアの質量関数が IMF を決めているようだ Motte et al. 1998

10 星の初期質量関数 (IMF) Orion Trapezium Cluster の IMF Muench et al High-mass 側で power-law で落ちる dn/dm~m いわゆる Salpeter IMF Peak が 0.1-1M sun に存在しそれ以下では分布が flat ないし減少となる

11 星形成環境と IMF Kroupa (2002) あまり環境にはよっていないようであるフィールドと星団で同じ大質量星形成領域でも同じ金属度にも依存している様子はみられない楕円銀河では bottom-heavy という話もある (M/L 比が Salpeter IMF の場合より高いことから ) log(m/m sun )

12 分子雲コアの構造 Bok Globule の減光観測神鳥ほか (2004) 分子雲コアでは非熱的な乱流よりも熱的な速度分散が卓越している柱密度はだいたい力学平衡な等温ガス球モデルでよく再現される

中小質量星形成の標準シナリオ 1970-80 年代に確立林忠四郎 Larson,Shu ら 1.

13 中小質量星形成の標準シナリオ年代に確立林忠四郎 Larson,Shu ら 1. 分子雲コアの収縮 (~ 年 ) 2. 原始星の進化 (~ 年 ) 3. 前主系列進化 (~ 年 )

14 高密度コアの熱進化林 & 中野 (1965) log( 温度 ) ダストの熱放射で冷却光学的に厚くなると断熱的に進化する星間輻射場で加熱重力収縮による圧縮加熱 log( 密度 ) 広い密度領域で ~10K の等温進化高密度では断熱的に温度上昇

15 高密度コアの動的進化 Larson 1969 密度 ( 対数 ) 密度分布の時間進化自由落下時間 ( 密度 ) -1/2 高密度部分の進化はどんどん速くなる周囲を取り残して暴走的に収縮半径 ( 対数 ) 自己相似的収縮中心部のサイズはジーンズ長さ程度外層 ( エンベロープ ) は 1/r 2 分布

(K) 温度進化原始星の誕生 Larson 1969 原始星の形成 2つの断熱期に対応して密度 10-12 g/ccで第一コア密度 10-2 g/ccで原始星 ( 第二コア ) 形成 (g/cc)

16 (K) 温度進化原始星の誕生 Larson 1969 原始星の形成 2つの断熱期に対応して密度 g/ccで第一コア密度 10-2 g/ccで原始星 ( 第二コア ) 形成 (g/cc) (cm/s) (g/cc) First core Second core 原始星第一コア Appenzeller & Tsuarnuter (1975) 極めて小さな原始星が形成 ~10-2 M sun

17 原始星から前主系列星へ原始星 (Class 0,I) 降着により成長前主系列星 (Class II,III) 質量獲得は終了原始星は降着で成長降着終了星の質量決まる星周円盤 : 惑星形成の現場 Machida

18 エンベロープ原始星ガス円盤前主系列星デブリ円盤 Palla 1996

19 前主系列進化 :KH 収縮降着率 : 10-5 Msun/yr Palla & Stahler 1998 降着中 : 原始星エンベロープがあり星表面見えない降着終了 : 前主系列星 ( 古典的 / 弱輝線 ) T タウリ型星 (<2M sun ) ハビッグ Ae/Be 星 (>2M sun ) 星表面が見えるようになる HR 図上の位置 : 誕生線 (birth line) その後ケルビンヘルムホルツ収縮 ( 林フェイズ Henyey フェイズ ) により半径が小さく ( 表面温度が高く ) なり主系列星に到達

20 Massive Stars in the Local Universe the Arches cluster in the Galactic Center Figer 2005 In our Galaxy upper mass limit ~150M sun R136 in 30 Dor Crowther In LMC (~Z sun /3) ~300M sun stars?

21 大質量星形成の問題標準モデルでの質量降着率 M J /t ff ~c s3 /G=2x10-6 (T/10K) 3/2 M sun /yr 1. 形成時間問題形成時間しまうが星の寿命より長くなって 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 1987

22 2 つのシナリオその 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; Portegies Zwart et al.) 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最近では大降着率 & 非球対称降着で OK という雰囲気

Time (kyr) 4000 AU Collapse of Massive Molecular Core pole-on edge-on 3D RHD simulation Krumholz et al. 09 17.5 25.0 34.0 47.1 55.9 Massive Molecular Core (100M 8, 20K, 0.

23 Time (kyr) 4000 AU Collapse of Massive Molecular Core pole-on edge-on 3D RHD simulation Krumholz et al Massive Molecular Core (100M 8, 20K, 0.1pc) Fragmentation of self-gravitating disk O-type star binary (41.5M M 8 ) High accretion rate Non-spherical accretion via disk the accretion continues despite of strong radiation pressure.

24 Obstacles in Forming Massive Stars 1.Formation time problem Time needed to form a massive star exceeds the stellar life time. 2.Radiation barrier problem Radiation pressure (on dust) by the star becomes too high for the matter to be accreted.

Monolithic Collapse of Massive Core Emission in mm Absorption in IR starless 大質量星形成の初期条件 Massive Molecular Core (Infrared Dark Cloud) radius:~ 0.

25 Monolithic Collapse of Massive Core Emission in mm Absorption in IR starless 大質量星形成の初期条件 Massive Molecular Core (Infrared Dark Cloud) radius:~ 0.1pc mass: ~ M 8 ~ M J line width:~ 1 km/s 大質量高密度つよい乱流 Emission both in mm, IR Young star inside 高い降着率が実現されると思われる Motte et al. 08 Image : MIR(warm dust) contour: mm (cold dust) cf.) 低質量コア radius:~ 0.1pc mass: ~ 1 M 8 ~ 1 M J line-width:~ 0.1 km/s

Accrete to the massive star Massive star Smith, Longmore & Bonnell 09 Massive star acquires

26 Alternative Scenario: Competitive Accretion Fragments in to small pieces M core ~ M Jeans Accretion from the entire cluster scale (~pc) at Bondi accretion rate Accrete to low-mass stars Accrete to the massive star Massive star Smith, Longmore & Bonnell 09 Massive star acquires mass from the larger region of the cluster Feedback outflow: Wang et al. 10 / UV radiation: Peters et al.

27 Collapse of Massive Molecular Core & rapid protostellar accretion Accretion continues intermittently despite the strong radiation pressure. Average accretion rate does not change so much. Krumholz + (2009)

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スライド 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 I. 現在の星形成 II. 宇宙初期の星形成目次 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