星間媒質のダイナミクスと星形成

井上剛志 名大・理共同研究者：D. Arzoumanian, Y. Fukui, P. Hennebelle,
S. Inutsuka, K. Iwasaki, T. Matsumoto, K. Tachihara, K. Tomida
名大院生：三杉佳明、安倍大晟、前田龍之介、中津川大輝

何を目指しているか？
p 究極的には星の初期質量関数(IMF)の起源を理解したいl まだ標準理論と呼べるようなものは無い
l 分子雲コアの質量関数（CMF）と IMF には対応が見られる(Andre+10)l コア質量関数の理解 ßà 分子雲の内部構造の理解
l 星間媒質(ISM)の進化過程をたどる事で分子雲の物理を理解するà “標準理論”には達していないが、物理的として起源を語れるようになってきた

ISM の熱的性質
p Stability of equilibrium against perturbaLon.
coolingl 加熱源： 星からの背景UV光ü 星間塵の光電加熱
l 冷却源： 輝線放射p/kB

ü T ~ 10,000 K では Ly-α
ü T < 1,000 K では CII 微細構造
分子雲では CO line

heaLngnl Diﬀuse ISM と星間雲の相は摂動に対して安定l 中間相は等圧摂動に対して不安定

ü Thermal instability (Field 65).
" ∂L %
ü Criterion: $ ' > 0 （L は単位質量あたりの正味冷却率）# ∂T & p

スケール
p 線形解析による熱不安定の分散関係 (Field 65, Schwarz+72, Koyama & Inutsuka 01).
l Timescale scale: tgrow = tcool ~ 1 Myrtgrow-1

l SpaLal scales:ü Field length: lF =lac-1

lF-1

ü AcousLc length: lac = cs tcool ~ 10 pc€

l lac ~ 10 pc から lF ~ 0.1 pc までの広い範囲で不安定
l 非線形成長 à 雲の分裂 à 極めて clumpy な構造
l 金属量依存性 (Inoue & Omukai 15)

ρL~ 0.1 pc
κT衝撃波：ISM進化のトリガー
p Diﬀuse ISM は摂動安定なので非線形擾乱が進化に必須
l 超新星衝撃波はかなり高頻度で ISM を圧縮: once/a few Myr （McKee & Ostriker 77）.
l Spiral 構造起因のshockも銀河タイムスケールでは確実に影響（e.g., Wada+11）
p ISM の衝撃波圧縮のダイナミクス＝雲形成のダイナミクス
l Pioneering 1D simulaLons by Hennebelle & Perault 99, Koyama & Inutsuka 00.

p/kB [K cm-3]

105

cooling
104

n [cm-3]l During cooling process, gas is inﬂuenced by thermal instability à cold fragments.

HD SimulaLon of Phase TransiLon
p Shock triggered cloud formaLon の多次元流体計算
l 「収束流(converging ﬂows)」によって ISM での衝撃波圧縮を模擬（Koyama & Inutsuka 02;

pressure : p/kB [ K/cm-3 ]5

1y [pc]10215

converging ﬂows of 20 km/s

Log ( n [cm-3] )320Audit & Hennebelle 05; Heitsch+06; Vazquez-Semadeni+07; Hennebelle & Audit 07; Inoue & Inutsuka 08
Inoue & Omukai 15; Kobayashi, Inoue+19 in prep.）

50000

Thermally
unstable20000
10000
50000.01 Myr
0.1 Myr
1.0 Myr
5.0 Myr
unperturbed
WNM 08Inoue& Inutuska

2000
1000
0.1

100

movie from Inoue & Omukai 150510x [pc]1520l 熱不安定の非線形成長によって多数の分裂片が生成される
l 一風変わった乱流状態へと遷移

10100

number density : n [ cm ]
-3

1000

超音速乱流velocity dispersion : Δv [ km/s ]p すべての分子雲に普遍的に観測される超音速乱流が発生(Koyama & Inutuska 02).
10Δv of cold gas with n > 102 cm-3

1.0

〈cs, cloud〉
0.1

0246time [ Myr ]810l 非一様媒質においては衝撃波面で渦（乱流）が生成される（Croccoの定理）
断熱ガスの場合：（Inoue+13）＊乱流が発生する為の上流磁場の上限値も解析的に出せる（Sano, Inoue+13）l ISMでは衝撃波後面で冷却によって音速が急激に低下することで超音速になれる
l 分子雲全体が重力崩壊していれば超音速乱流に見えるという理論もあるが…
Vazquez-Semadeni+, Heitsch+

磁場を忘れちゃいませんか？
p 磁場はISMの主構成要素の一つ
l エネルギー密度はガスと同程度以上 eB ~ eth~ 1 ev/cc (B ~ 5 µG)(e.g., Beck 00, Heiles & Troland 05, Crutcher+10).
l 磁場とガスは一般に強く結合
ü Ion-neutral drib Lmescale:,~ 10 Myr > tcool for typical atomic ISM(e.g., Hennebelle & Perault 00, Inoue+07).

à ISM は MHD で取り扱うべし
l 磁場は星間ガスに比べれば超硬いü 磁場がガスと一緒に収縮すると(B ∝ ρ), then pmag = Β2/8π ∝ ρ2.
à ISMの進化過程＝圧縮過程なので進化が進むほど磁場が重要になる

磁場を考慮した雲形成
p EvoluLon of shocked diﬀuse ISM with B ﬁeld（Inoue & Inutsuka 08, 09, 12, 16）0051y [pc]
10215

from Inoue & Inutuska 16, ApJLog ( n [cm-3] )320l 生成される雲の性質は磁場なしの場合と大きく異なる

0510x [pc]1520l 下流で磁気圧が卓越し、ガスの密度上昇を止めるà ほとんどの初期条件のもとではフィラメント状の中性水素雲が生成される

Eﬀects of MagneLc Field
p In most iniLal condiLon, B ﬁeld prevents direct formaLon of molecular cloudfrom the WNM (Inoue & Inutsuka 09)

Inoue & Inutsuka 09, see also
Iwasaki, Tomida, Inoue & Inutsuka 19
for CNM compression磁場の方向と HI Fiber の相関
p 生成された HI雲は（sub-Alfvenic）乱流によって磁力線方向に引き延ばされるà HI ﬁber の生成

NHI from GALFA-HI survey

B orientaLon from starlight pol.

回転ハフ変換で同定された Fiber 構造

Fibers の方向と磁場の方向が良く一致している

磁場の方向と HI Fiber の相関
p 生成された HI雲は（sub-Alfvenic）乱流によって磁力線方向に引き延ばされるà HI ﬁber の生成観測された HI ﬁber と局所磁場の角度分布

Clark+14

3D simulaLon で再現した分布

Inoue & Inutsuka 16

ISMの磁場の方向は HI の観測mapがあれば大体推定出来る

Molecular Cloud FormaLon
p もちろん磁力線に沿ってガスを集めるのは容易
l 超音速乱流を伴う分子雲が形成される（Hennebelle+08; Heitsch+09; Banerjee+09;

Vazquez-Semadeni+11; Inoue+12, Iwasaki+19）

Inoue & Inutsuka 12

ü 分子形成を取り入れた磁気雲形成のシミュレーションはInoue+12; Valdivia & Hennebelle 15; Iwasaki+19 のみ
ü 形成当初から super clumpy な構造（熱不安定）

ü 分解能：20 pc/1024 ~ 0.02 pc （thanks to CfCA）
à 星形成コア(0.1 pc)の理解には現状では不十分

l Dust emission/absorpLon の偏向観測：
分子雲の高密度構造は磁場に垂直に伸びている(Plank CollaboraLon: J. D. Soler 16a,b)

乱流星形成e.g., Federrath & Klessen 12, Padoan+PPVI proceedings
p 超音速乱流は密度分布を Lognormal にする (中心極限定理、Passot & Vazquez-Semadeni 98)
ρn = MA1 MA2 … MAn ρini （shock compression raLo ∝ Alfven Mach number MA）
p 分布の端にいる重力束縛された高密度ガスは星形成する乱流Mach数

密度分布関数

plasma β
乱流の圧縮性の強さ

Log ρ
星形成ガス
l 星形成閾値は色々なモデルが作れるが、どのモデルもそれほど大きくは違わない(Padoan & Nordlund 11; Krumholz & McKee 05; Hennebelle & Chabrier 11, 13)l 分布の広がりは乱流の性質(M, b)と磁場強度(β)が決める（観測に合わせて調整できる）
à 乱流の起源やその普遍性、素過程は不明だが商業的に成功したモデル
乱流に含まれるどのような流れが星形成（フィラメント形成）に関連するのかを問えない点で不満
à 観測に合うパラメータ M, b, β の物理的起源も問えないFilament Paradigm
p 星は分子雲中の高密度フィラメントで生まれる
l 重力不安定の臨界線質量を超えたフィラメントと星形成が強く相関 (λline > λcrit for GI; Andre+10).
l 大質量星形成も(大質量)フィラメントの崩壊と関連していそう (Preoo+13).
フィラメント形成の理解＝星形成の初期条件の理解（分子雲を丸ごと再現しなくても良い）

Spitzer 8µm+N2H+ (1-0) by IRAM30m

Herschel Aquilaﬁlaments

SDC13大質量星形成と衝撃波
p 大質量星や大質量星団は分子雲衝突が引き金（Furukawa+09, Ohama+10 for Westerlund2, Torii+11, 15 for M20 & RCW120,
Fukui+14 for NGC3603, Nakamura+14 for Serpens South, see also PASJ特集号 > 20論文）.
ü 理論的には星形成の誘発機構として Habe & Ohta 92 による先駆的研究があった
l Blue shibed 雲と red shibed 雲の典型的速度差：vrel ~ 20 km/s >> cs ~ 0.2 km/s
（これまで見過ごされてきた理由でもある）

à Msonic ~ 100 クラスの衝撃波圧縮層を生成
l Sagioarius arm だと、15のHII region の内少なくとも 10領域で衝突が見られる！
（Nishimura+19 in prep.）

Color: Spitzer 8, 24µm (Benjamin+03, Carey+09)
Contour: NANTEN2 12CO J=1-0 (Fukui+ in prep.)Cloud-cloud Collision の意味
p 独立な形成過程で生まれた雲同士の衝突頻度だけがCCCの成因なわけではない（CCC rate 等の詳細については Tan 00, Dobbs+15, Kobayashi+18）p 分子雲の内部構造は最初からclumpyでかつ超音速の乱流状態
Larson’s law : Δv = 10 km/s (L/100 pc)0.5

A Giant Molecular Cloudcollide

l 巨大分子雲(L~100pc)では 10 km/s レベルの雲衝突は一般的に期待出来る
l 「雲衝突 = 特異な現象」ではなく、いわゆる「乱流星形成」の素過程とも解釈出来る（Inoue, Hennebelle, Fukui+18）

分子雲衝突のシミュレーション
p 3D isothermal MHD による分子雲衝突シミュレーション（形態学については北大の仕事を参照）
l 現実的な非一様性を持つ磁化した分子雲を衝突させる（Inoue & Fukui 13）v collv collx
衝突圧縮層のみを表示
l フィラメント状の構造が選択的に形成されるが、シートの重力分裂（昔多数の研究）ではない
l 各フィラメントは磁力線に垂直な方向を向いているなぜフィラメントが形成されるのか？
Inoue & Fukui 13
Vaidya+13
Iwasaki+ in prep.

p 衝撃波に圧縮された分子雲クランプの時間進化

35.0 km/s

1000 μG

from Inoue+18

à Isothermal MHD shock に sweep されたクランプは高密度フィラメントに進化
シミュレーションのスナップショットを見てもポンチ絵にそっくりな流れが確認できる

column density : Log [ NH2 (cm -2) ]2

フィラメント星形成とIMF
p IMF の high-mass 側が Salpeter型でないという強い証拠はない (dN ∝ M-2.3 dM for M > 1 Msun)
p フィラメントの線密度が Kolmogorov的なゆらぎを持つならば Salpeter型 IMF が再現される
ü 波長が小さい（大きい）ゆらぎ à 小（大）質量コアに分裂 (Inutsuka 01; Lee+ 17,l = 2π/k
M=λlInutsuka 01; Lee+ 17,
see also Hennebelle & Chabrier 08)
l 実際のフィラメント(Pipe, Taurus, IC5146)で測ると
n ~ 1.6±0.3 で IMF を説明できそう(Roy+15)
l Inoue & Fukui 機構で作ったフィラメントを測ると
n ~ 1.5 （preliminary） で観測と無矛盾
ü さらに、このフィラメントを分裂させたときの角運動量分布も観測( j ∝ M0.5)とよく合う（詳しくは三杉君のポスター）

安部君の計算フィラメント崩壊による大質量星形成
p 形成されたフィラメントが臨界線質量に達すると崩壊して星形成を開始

with self-Gravity

Log ( NH2 [cm-2] )duration = 0.7 Myrl AMR シミュレーション（SFUMATO）でフィラメント形成から崩壊まで追跡（Inoue+18）
l 長軸に沿った崩壊が起きたところで大質量星（n ~ 8 × 106 cm-3のsink）が形成される

B0l The most massive sink mass ~ 50 msun

質量降着率Inoue+18

Mass of sink [ msun ]accretion rate [ msun/yr ]p 形成された星(sink)への降着率

l 大質量星は高い降着率ものとで進化: Macc > 10-4 msun/yr.
à 輻射フィードバックがあってもO型星を形成出来そう(Wolﬁre & Cassinelli 87; 田中君の講演)磁場入りの臨界線質量p 磁場に貫かれたフィラメントの臨界線質量 λmax (Tomisaka 14).

Bw

where Φcl = B w.
~ 15 Ms/pc (thermal criLcal line mass)
B ﬁeld contribuLon dominate, if B > 35 µG (cs/0.2 km/s)2 (w/0.1pc)-1.
p Typical B ﬁeld in the shock induced ﬁlament (Inoue & Fukui 13):

Bfilament ≈ 2vsh
Bini = 8π ρini v sh ~ 300 µG (nini/103 cm-3)1/2 (vsh/10 km/s).
vAlf

à λmax ~100 Ms/pc
à 分子雲衝突シミュレーションで大質量星ができたのは磁場の強い圧縮層では、臨界線質量が高いことも寄与している

P-V Structure of Simulated Baby Filamentp P-V map of a ﬁlament formed in Inoue+18.

A young ﬁlament at earlystage of growth (t=0.29 Myr).

log N [cm-2]

Column density map

P-V Structure of Observed Filaments
p Young ﬁlaments observed in Taurus MC (Azroumanian+18) and N159W (Tachihara+19)
have the P-V structure that is very similar to the simulated young ﬁlament!

DeclinaLon

ALMA N159W image

Right Ascension

N159 P-V map

km/s

9877
Angular offset (arcmin)（すべての）理論の問題点
p Hershel で観測された８つの近傍分子雲に含まれるフィラメント６００本の統計（Arzoumanian+19）l 非常に大きな線質量のフィラメントに至るまで幅は 0.1pc で均一
l どの理論（シミュレーション）も大線質量フィラメントの幅 << 0.1 pc となっており観測と矛盾
ü Ion-neutral fricLon(＋乱流)を入れると幅は広がるが分布も広がる（Ntormousi+16, 19）ü 再現出来たとするシミュレーションもあるが、重力崩壊前のできたてを見ている
フィラメントに対する理論的理解はすべて間違っている可能性もある

まとめ
p ISM は衝撃波圧縮を引き金にして段階的に進化して星形成に至る
l Diﬀuse ISM は熱不安定を経由して星間雲（HI雲、分子雲）を生成
l 磁気圧効果でほとんどの場合はHI雲が生成される
ü 磁力線方向に引き伸ばされた HI雲構造も自然に再現できる
l 磁力線に沿った圧縮が起きれば超音速乱流を伴う分子雲が誕生
l 分子雲内部の構造（クランプ）が“雲衝突”等によってさらに圧縮を受けると高密度フィラメントが励起される
ü フィラメントの線密度が臨界値に達すると重力不安定で星形成が始まる
ü Inoue & Fukui 13 で提唱されたメカニズムは
i) IMFの再現に必要な線質量ゆらぎのスペクトル & 角運動量分布ii) (まだ2例だが) 観測される若いフィラメントの P-V空間構造
とくに P-V 構造をその他のメカニズムで説明するのは難しいü フィラメントからの大質量星形成には２つの可能性が残る
i)高速雲衝突で大きな臨界線質量のフィラメントができたことによる
ii) フィラメント線質量のゆらぎのスケールがたまたま大きかったこと