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さわよせ
4 years ago
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1 星惑星系の形成過程入門中本泰史 ( 東工大 ) 1. 形成過程の概観 2. 分子雲の重力収縮 3. 原始惑星系円盤 4. 固体微粒子の進化 5. 微惑星から惑星へ 6. 惑星系の形成 2012 年 9 月日惑星科学フロンティアセミナー : 北海道むかわ町 1

2 星間雲分子雲の状態 2

3 星形成領域 (1) オリオン座巨大分子雲距離 :1500 光年大質量星小質量星が生まれている 3

4 3x10 AU 6 オリオン星雲 ( 阪本他 ) 4

5 星形成領域 (2) おうし座ぎょしゃ座暗黒星雲距離 140pc 小質量星のみが生まれている 5

6 6 10 AU おうし座分子雲 :CO(2-1) 電波強度 ( 東大 -NRO 60cm) 6

7 分子雲密度 :10 3 個 cm -3 ; H 2, He 温度 : 約 10K 数十 K 加熱 : 周囲の星からの輻射宇宙線冷却 : 輻射 ( 原子 ) 分子雲コア密度 :10 5 個 cm -3 以上温度 : 約 10K サイズ : 数万 AU 参考 : 地球大気密度 : 個 cm -3 温度 : 約 290K 加熱 : 太陽からの放射冷却 : 宇宙空間への放射 7

8 塵大きさ ~0.1μm = mm 質量 : ガスの約 100 分の1 数 : 水素分子 : 塵粒子 = 1:10-12 水素分子 10 4 個 cm -3 のとき塵粒子 10-8 個 cm -3 参考 : 黄砂大きさ ~0.1μm 数空気分子 : 黄砂粒子 = 1:10-15 黄砂粒子 10 4 個 cm -3 8

9 渦巻き銀河 9

10 渦巻き銀河 (M64) Hubble Space Telescope 10

11 銀河の構造星間雲の形成 Baba et al. ApJ (2009) 国立天文台 4 次元デジタル宇宙プロジェクト提供 11

12 分子雲内での星形成孤立単独星形成モード集団的星形成 NGC1333 ~1pc ~10 3 M 星 ~150 個星形成効率 ~10% ほとんどの星は星団で誕生する (Lada & Lada 03, Allen et al. 07) 1. 多くの分子質量は分子雲にある 2. 分子雲中では, 若い星が内部に多く, 周辺部に少ない ( 例., L1630, Mon OB1, Rosette) 30 pc おうし座分子雲 : ~10 4 M, 星 ~200 個, 星形成効率 ~1% 13

13 Herschel 望遠鏡による観測結果 Andre et al Aquila Polaris Herschel: 70, 100, 160, 500 μm 14

14 コアの質量分布 Andre et al

15 銀河系内の磁場 ( 向き ) 可視光偏光観測 1970MmRAS M Mathewson & Ford (1970) 16

16 星間雲中の磁場強度 Zeeman 効果を使って測定 Troland & Heiles

17 Fiebig & Gusten

エネルギー密度 u m = B2 8p = 4 10-12 æ B ö ç è100 mgauss ø 2 erg cm -3 u p = 5 2 æ n nkt = 3.

18 エネルギー密度 u m = B2 8p = æ B ö ç è100 mgauss ø 2 erg cm -3 u p = 5 2 æ n nkt = ç è10 3 cm -3 öæ T ö ç erg cm -3 øè10 K ø u m > u p u m < u p Troland & Heiles

19 超音速乱流 + 磁場 Li & Nakamura

20 星間雲赤色巨星超新星爆発星惑星系形成星の進化 21

21 Inter Stellar Dust Matsuura et al SN1987A から放出された物質が固体微粒子になっている 22

22 Matsuura et al

23 Molster et al 赤外線天文衛星 (ISO) で AGB 星周りの固体微粒子を観測たくさんある結晶質シリケイトもある 24

24 結晶 ( 水晶 ) 非晶質 ( 石英ガラス ) 25

25 Kemper et al 赤外線 (ISO) で, 銀河中心方向の星間ダストのスペクトルを観測星間ダストのシリケイトで結晶質のもの : 0.2 ± 0.2 % 星間空間には, 結晶質の固体微粒子は存在しない結晶質固体微粒子は, 星間空間で, 速やかにアモルファス化される 26

26 Mathis et al 紫外線可視光の星間吸収星間固体微粒子の組成とサイズ分布を推定 :MRN モデル n(a) ~ a μm < a < 0.25 μm グラファイト + オリビン 27

27 香内晃 2008 宇宙惑星化学 28

28 重力収縮重力ガス圧力重力 > 圧力重力不安定重力収縮する重力不安定 29

29 星形成, 分子雲の重力収縮ガスは冷えないと収縮できない pv = nrt du = nc V dt = TdS - pdv r 0 断熱変化のとき pv g = const. p = Kr g M r - 1 dp r dr» 1 p r r µ r-3(g-1)-1 - GM r 2 µ r -2-3γ+2 f pres f grav = æ ç è f pres f grav ö ø 0 æ r ç 0 è r ö ø 3g-4 30

30 Jeans 不安定温度 = 一定 c s = 一定 p = r m kt = c 2 s r r l f pres = - 1 dp r dr» 1 p r l = c s l f grav = - Grl3 l 2 2 d 2 r dt = f + f = c 2 s 2 pres grav l - æ Grl3 2 c = l s l 2 l -Gr ö ç è 2 ø l J = c s æ Gr Jeans 波長 M J = l J3 r = ç è > < c ö s Gr ø 0 安定不安定 3 r Jeans 質量 31

31 重力不安定 (Jeans 不安定 ) w 2 ガス雲 : 無限, 一様, 等方, 等温磁場, 回転無し重力と圧力のみ作用 0 k J k Jeans 不安定 r 1 t v 1 t + r 0 Ñ v 1 = 0 = - c 2 s Ñr r 1 + g 1 0 Jeans 波長 l ³ l J = 2p æ = c ç p k s J è Gr 0 1/ 2 ö ø Ñ g 1 = -4pGr 1 Jeans 質量 w 2 = c s 2 k 2-4pGr 0 M ³ M J = 4p 3 r 0 æ è l J 2 3 ö ø = p 5/2 6 c s 3 G 3/2 r 0 1/2 32

32 自由落下時間 (Free Fall Time) M r m d 2 r dt = - GM 2 r 2 初期条件 : v = 0 τ ff : 質点 m が原点に達する時間 r t ff 2 = GM r 2 t ff = 1 Gr r = M r 3 r r d 2 r dt = - GM 2 r 2 圧力 p = 0 初期条件 : v = 0 τ: 球の半径が 0 になる時間 r t ff 2 = GM r 2 t ff = 1 Gr 33

33 分子雲コアの自由落下時間 t ff = 1 Gr = 2 æ n 105 ç è10 5 cm -3 ö ø -1/2 yr 質量降着率 M» M J t ff ( ) 3 r = c st ff t ff æ T ö = ç è10 K ø = c 3 s G = 1 æ ç G è 3/2 M sun /yr kt m ö ø 3/2 34

34 log 密度球対称 (1D) な重力収縮 : 時間変化 Larson 1969, MNRAS 145, 271 参考 t = 1 Gr 時間変化 log 距離 35

35 輻射流体力学基礎方程式系 Dr Dt + rñ v = 0 Dv Dt = - 1 r Ñp + g + k c F D Dt æ ç è e gas + E rad r ö + 1 ø r Ñ F = G + G + G dyn g CR 基本的な流体の式輻射輸送が関与する式 De gas Dt = G dyn + G abs - L dust + G CR p = k B rt = ( g -1)re gas mm H 36

36 収縮は, 不均質に進行 Masunaga, Miyama, & Inutsuka

37 38

38 フィラメント状分子雲の収縮と分裂 Ogochi, Nakamoto (in prep.) 初期フィラメント状分子雲動径方向への収縮軸方向への分裂 : 静水圧平衡天体の形成動径方向への収縮の停止 : 状態方程式の変化 40

39 中心密度温度の進化光学的に薄い r Rad crit = De Dt ì ï í ï î ï gas r s r s æ ç è æ T init ç è T s T init ö T s ø ö ø = G - L + G dyn 6+2 b (4-2 b ) / 3 for T init T s for T init >T s dust rad 厚い断熱圧縮加熱輻射加熱輻射冷却 41

40 Goodman et al 分子雲コアの回転を観測 w = ( 1-10) rad s -1 44

41 IRAM Belloche et al

42 Belloche et al

43 938 A. Belloche et al.: Velocity structure of the IRAM protostar Belloche et al Fig. 12. Infall a), turbulence b), and rotation c) velocity fi elds inferred in the IRAM envelope based on our 1D (Sect. 4) and 2D (Sect. 5) radiative transfer modeling. The shaded areas show the estimated domains where the models match the CS and C 34 Sobservations reasonably well. In a) and b),the solid lines show the infall velocity and turbulent velocity dispersion in both the 1D and 2D models (cf. Figs. 8 and 14, respectively) as a function of radius from envelope center. In c), the solid line represents the profi le of the azimuthal rotation velocity in the 2D envelope model (cf. Fig. 14) as a function of radius from the outflow/rotation axis. The point with error bar at AU corresponds to the velocity gradient observed in C 18 O(cf. Sect. 3.2). Panel d) shows the corresponding angular velocity profi le. by the width of the CS(2 1) and CS(3 2) dips is obtained for implies a mass infall rate of Ṁ inf M yr 1 at 47

44 1300AU アウトフロー ( 双極分子流 ) 原始惑星系円盤 48

45 49

46 分子雲コアの重力収縮の数値シミュレーション回転している分子雲コアの収縮円盤バー構造の形成松本倫明氏 ( 法政大学 ) 3D 自己重力流体計算 Nested Grid 法 50

47 星コアの形成密度分布 1/2 細かい格子 51

48 52

49 連星系の形成 Matsumoto & Hanawa 2003 国立天文台 4 次元デジタル宇宙プロジェクト提供 53

50 磁場の効果, ジェットの形成工藤哲洋氏 ( 国立天文台 ) 54

51 アウトフローの生成 Matsumoto & Tomisaka 2004 松本倫明氏 ( 法政大学 ) 55

52 Tsuribe & Inutsuka

53 Matsumoto & Hanawa

54 原始惑星系円盤 1300AU 58

55 原始惑星系円盤の形成 M w r 角運動量 j = r 2 w 重力 = 遠心力 GM R CF 2 = j2 3 R CF R CF R CF = j2 GM = r4 w 2 GM R CF = 25 æ r ç è 10 4 AU ö ø 2 æ w ö æ ç ç è s -1 ø è 4 M M sun ö ø -1 AU 59

56 星 + 円盤系の形成分子雲原始星 T タウリ型星太陽収縮ガスが晴れ上がる 60

57 Dauphas & Chaussidon

58 モデル 2 次元軸対称観測者 i θ bp エンベロープ 4 成分 ; 中心コア星周円盤星周円盤エンベロープ双極分子流モデルを特徴付ける物理量中心コア ; 光度 L star 星周円盤 ; 面密度分布 æ r ( ) = S 1 S r エンベロープ ; 密度分布 ö è 1AUø -q - p æ r ( r) = r ö 1 è 1AU ø 100AU 中心コア bipolar outflow;opening angle θ bp 観測角度 ; i 双極分子流 62

59 原始星 Nakazato, Nakamoto, & Kikuchi 観測角度を変えたときの SED の変化振動数 [Hz] 63

60 フラックス Beckwith et al. 1990, AJ 99, 924 T タウリ型星のスペクトル中心星 + 円盤高温高振動数低温低振動数振動数フラットスペクトル T タウリ型星 65

61 ディスクハローモデルハロー : エンベロープの内側 100 AU 程度の領域中心星の放射をエンベロープが散乱加熱されたディスクからの赤外放射中心星からの放射を直接吸収するよりも多くの輻射を吸収するエンベロープはディスクからの赤外放射に対して光学的薄い 66

62 基礎方程式 1. 輻射輸送方程式 : 輻射によるエネルギー輸送を記述 di n ds abs abs sca sca 1 = -c I + B - I + ò n n cn n cn n cn In dw 4p 吸収 2. 輻射平衡 : 物質の温度分布を決定 ò 0 c abs n 放射 B n dn = ò 0 c abs n J 放射吸収 n dn 散乱 I n : 輻射強度 B n : プランク関数 J n : 平均輻射強度 c c abs n sca n : 吸収係数 : 散乱係数 67

63 2D 輻射平衡計算 T Tauri 型星 HL Tau 2 次元軸対称輻射平衡,VEF Kikuchi, Nakamoto, & Ogochi

64 密度温度分布ディスク中心星ハロー 69

65 近赤外散乱光イメージ観測 (HL Tau) モデル計算 (i = 60 o ) Close et al. (1997) 70

66 参考文献 André, P., Men shchikov,a., Bontemps,S. et al., 2010: From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF : Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey, Astronomy and Astrophysics,518 : p. L102. André, P. et al. 2002: Molecular line study of the very young protostar IRAM in Taurus: infall, rotation, and outflow, Astronomy and Astrophysics, v.393, p BO REIPURTH, DAVID JEWITT, AND KLAUS KEIL, (Lori Allen, S.Thomas Megeath, Robert Gutermuth, Philip C. Myers, Scott Wolk, Fred C. Adams, James Muzerolle, Erick Young, Judith L. Pipher) 2007: Protostars and Planets V(The Structure and Evolution of Young Stellar Clusters), The University of Arizona Press pp683 (pp361) Beckwith, Steven V. W et al. 1990: A survey for circumstellar disks around young stellar objects, Astronomical Journal, vol. 99, p Baba Junichi et al. 2009: The Origin of Large Peculiar Motions of Star-Forming Regions and Spiral Structures of Our Galaxy, The Astrophysical Journal, vol. 706, no. 1, pp

67 参考文献 Fiebig, D. et al. 1989: Strong magnetic fields in interstellar H2O maser clumps, Astronomy and Astrophysics, vol. 214, no. 1-2, April 1989, p Goodman, A. et al. 1993: Dense cores in dark clouds. VIII - Velocity gradientsastrophysical Journal, vol. 406, p Inutsuka, Shu-Ichiro; Miyama, Shoken M. 1992: Self-similar solutions and the stability of collapsing isothermal filamentsastrophysical Journal, vol. 388, p Kikuchi, Nobuhiro; Nakamoto, Taishi; Ogochi, Koji 2002: Disk-Halo Model for Flat-Spectrum T Tauri Stars, Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.54, No.4, pp Kemper, F, Vriend, W. J, Tielens, A. G. G. M 2004: The Absence of Crystalline Silicates in the Diffuse Interstellar Medium, The Astrophysical Journal, Volume 609, Issue 2, pp Charles J. Lada & Elizabeth A. Lada 2003: Embedded Clusters in Molecular Clouds, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 41, pg. 57. Larson, R. B. 1969: Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 145, p

68 参考文献 F. J. Molster, et al. 2001: IRAS : A carbon star surrounded by highly crystalline silicate dust, Astronomy&Astrophysics, 366, pp 松田准一, 圦本尚義 2008: 宇宙惑星化学 ( 地球化学講座 2), 培風館 pp.291 Masunaga, Hirohiko; Miyama, Shoken M.; Inutsuka, Shu-Ichiro1998: A Radiation Hydrodynamic Model for Protostellar Collapse. I. The First Collapse, Astrophysical Journal v.495, p.346 S. Matsuura et al. 2011: DETECTION OF THE COSMIC FAR-INFRARED BACKGROUND IN AKARI DEEP FIELD SOUTH The Astrophysical Journal, 737:2 (19pp) Mathewson, D. S.; Ford, V. L. 1970: Polarization observations of 1800 stars, Mem. R. Astron. Soc., 74, 139 Mathis, J. S, Rumpl, W, Nordsieck, K. H, 1977: The size distribution of interstellar grains, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 217, p

69 参考文献 Tomoaki Matsumoto; and Tomoyuki Hanawa 2003: FRAGMENTATION OF A MOLECULAR CLOUD CORE VERSUS FRAGMENTATION OF THE MASSIVE PROTOPLANETARY DISK IN THE MAIN ACCRETION PHASE The Astrophysical Journal, 595: Tomoaki Matsumoto and Kohji Tomisaka 2004: Directions of Outflows, Disks, Magnetic Fields, and Rotation of Young Stellar Objects in Collapsing Molecular Cloud Cores, The Astrophysical Journal, 616: Takeshi Nakazato, Taishi Nakamoto, and Masayuki Umemura 2003: A Spectrophotometric Method to Determine the Inclination of Class I Objects, The Astrophysical Journal, 583:

70 参考文献 Sakamoto, Seiichi; Hayashi, Masahiko; Hasegawa, Tetsuo; Handa, Toshihiro; Oka, Tomoharu 1994: A large area CO (J = 2 goes to 1) mapping of the giant molecular clouds in Orion, The Astrophysical Journal, vol. 425, no. 2, pp Toru Tsuribe and Shu-ichiro Inutsuka 1999: Criteria for Fragmentation of Rotating Isothermal Clouds Revisited, The Astrophysical Journal, 523:L155-L158 Troland, T. H. & Heiles, C. 1986: Interstellar magnetic field strengths and gas densities Observational and theoretical perspectives, Astrophysical Journal, vol. 301, Feb. 1, 1986, pp Zhi-Yun Li and Fumitaka Nakamura 2004: Magnetically Regulated Star Formation in Turbulent Clouds, The Astrophysical Journal, 609:L83-L86 75

Microsoft Word - 惑星科学フロンティアセミナー2012ノート_修正版.docx

Microsoft Word - 惑星科学フロンティアセミナー2012ノート_修正版.docx i 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 vsini 12 13 14 15 16 17 18 [分子雲のフィラメント構造] 分子雲内にはフィラメントひも状の構造が見えている Ph. André et al.: The Herschel Gould Belt Survey 上図は Aquilla と Polaris という別の領域の画像分子雲内にまずフィラメント状の構造がうまれそのフィラメントがぶちぶちと切れて星形成へ