---第一世代星の進化における質量降着の効果と進化の最終状態---

大久保 琢也（東京大学・天文学専攻）
共同研究者：

梅田秀之（東京大学・天文学専攻）
野本憲一、吉田直紀（東京大学・数物連携宇宙研究機構）
鶴田幸子（Montana州立大学）

2008.9.8(Mon) 初代星・銀河形成研究会@甲南大学

Supernovae and Chemical evolution of the universe
Big Bang

only H, He (metal-free)

?

第一世代星

Metal?

Massive (top-heavy IMF) ?

O,Mg,Si,Ca
Mn,Fe,Co,Ni

core-collapse SNe (massive)

Metal
type Ia SNe (light)

present metal-rich universe

SunEarth星の最終運命
Pop I, Pop II (現在見られる星）
Metal-Free Stars
First stars?
Pop III ?
Pop III.2 ?
massive stars

PISN

白色矮星 重力崩壊(SN Ia)very-massive stars※CVMS star
(SN II/Ib/Ic) （星全体が爆発） 重力崩壊8星の質量(M~)

140(supermassivestar)300
105※ Core-Collapse Very-Massive Star
(Ohkubo et al. 2006)

進化の軌跡(Accretionなし)
C.C

C.C(Core-Collapse)
PISN(Ohkubo et al. 2006)

巨大質量星形成のシナリオ
Metal-free stars were ･･･
金属のない状況下では放射圧が小さい

cloud

原始星のコアが大きく成長できる
Omukai & Palla 2003
Tan & McKee 2004

proto star core

very-massive (over 100 or even 300M~) ?

質量降着による質量増加
質量降着率~1－4 × 10‐3M~ /yr

dM/dt > 4 × 10‐3M~ /yrだとL>Leddとなって降着が止まる×1 × 106 yr~ several × 100M ~その後の進化？
PISN or Core Collapse

CNOサイクルが回り出す

Omukai & Palla 2003

Accretion Rate by Cosmological SimulationdM/dt v.s. M

final mass estimate

Yoshida et al. (2006)

200万年で1000Msun近くになる

Final Mass depends on ･･･星の寿命の長さ
feedbackによるaccretionへの影響
材料となるガスの総量

FeedbackがあるとMcKee & Tan 2008
High dM/dt

Feedbackの効果でdM/dtがさがる

質量増加がstopMass Accretion を伴う星の進化計算
モデル (Accretion Rates)

1 . Yoshida et al. (2006)
Pop III with No Feedback

3 .Accretion Rate by
Yoshida et al. (2006) Pop III.22 . McKee et al. (2008)
Pop III with Feedback

Models 1.5Msunから増やす
寿命（yr)

最終質量(M ~)1 . Accretion Rate by Yoshida et al. (2006) Pop III with No Feedback

1.

2.2×106910(C-C)

1.’(1/10のdM/dt)

2.9×106385(C-C)

2 . Accretion Rate by McKee et al. (2008) Pop III with Feedback2.

3.1×106

135(C-C)

3 . Accretion Rate by Yoshida et al. (2006) Pop III.2

3.

5.5×10640(C-C)

M(質量) v.s. R(半径)1000
Stellar Radius(Rsun)

K-H収縮の開始
H燃焼の開始100(main-sequence)
10He燃焼の開始(H燃焼の終了)

110010Stellar Mass (Msun)

1000

Model 1. (no feedback) ･･･進化の間中質量が増える
Model 2., 3. ･･･H燃焼前または途中で質量増加ストップ

H-R図上の進化

質量増加に伴って光度が大きく増加
進化につれて表面温度が低下

重力崩壊時の化学組成(Pop III no feedback ･･･CVMS)(最終質量920Msun)
Fe-core~ 200Msun
Si-core~ 260Msun
CO-core~360Msun

内側の層が大きいのがCVMSの特徴

中心温度・密度の進化(He燃焼後の進化）
Heの燃え尽きる温度･･･Log T ~8.5

3modelともFe-coreを生成して重力崩壊
Model 2. はO, Si燃焼時に振動がみられる(M~100Msunに特有な現象･･･Woosley et al. 2007, Umeda & Nomoto 2007)

重力崩壊時の化学組成(Pop III with feedback )(最終質量135Msun)Fe-core~ 6Msun
Si-core~ 12Msun
CO-core~60Msun

CVMSに比べ内側のコアは小さい

First Stars のmass range
進化の間中質量増加

H燃焼前か途中で質量固定
寿命やコア質量はno mass accretion
model とほぼ同じ

Final Massは寿命との兼ね合い
Pop III, no Feedback

Pop III.2
Y-2

Y-1

Pop III with Feedback

T-1
massive stars

白色矮星 重力崩壊(SN Ia)very-massive stars
PISN(SN II/Ib/Ic) （星全体が爆発）
8100 140星の質量(M~)

300※CVMS star
重力崩壊
1000

(supermassivestar)105※ Core-Collapse Very-Massive Star

Accretion による質量増加を伴う星の進化
Cosmological Simulationから得られたAccretion Rate・・・high rate
1. No feedback (or delayed)
M>300M~に成長できる可能性が大きい(ÎIMBHの起源として重要）
2. Feedbackがあると80 ~ 320 M~くらい？（C-CとPISNの境界近く）(Îコア振動など特異な特徴･･･爆発や元素合成に影響?)
3. Pop III.2
Ordinary Massive Star (M<60M~)(Î銀河ハローのEMP starの元素の起源、ICMなど)
制限のつけ方･･･爆発・元素合成
BHのmerger tree passとの比較・重力波の検出

Pair-instability SN vs. EMP stars
EMP stars (‐4.2<[Fe/H]<‐3.5)

PISN model (270M, E51=80)
M(Fe)=10M

Umeda & Nomoto 02

100-130 Ms: Pulsational Instability

Woosley, Blinnikov, Heger (2007)

星の進化・爆発計算のバリエーション
ノーマルなもの：球対称、磁場・回転なし、metal-freeでは質量放出なし• 進化
磁場・回転あり(Heger et al 2005)
質量変化あり(質量放出:Meynet et al. 2006、質量降着:Omukai & Palla2003, Tan & McKee 2004)

星同士の合体(cluster内: Portegies et al. 2004、連星同士:Fryer & Heger2005)

展望1.

正確なAccretion Rate、原始星自身のFeedbackによるAccretionのストップの有無は不明
・・・基本的にFree Parameterとして扱う

Accretion Rateと寿命、最終質量、最終運命の関係

2.

広い視点で見たときの本研究の位置づけ
第一世代星の宇宙進化における役割
IMBHの起源(ÆSuper Massive Black Holeへの成長、クェーサー、AGN）
爆発による質量放出!?（化学進化への寄与）

Accretion v.s. no Accretion(460Msun)
Accretionなし

Lifetime (~H burning +He burning)with Accretion

Accretionあり

2.3×106
without Accretion
4.6×106

寿命の延び
質量変化がないとVMSの寿命は200Myr程度

各Luminosity (1st generation
accretion rate by Yoshida et al.)

中間質量ブラックホールの起源(IMBH, ~102 – 103 M~)
Stellar mass BH(~10 M~ )IMBH

Super-massive BH(>106 M~ )M82で700 M~程度のものが近年発見(Matsumoto et al. 2001)

If very-massive stars exists…..
Blackholethey may be the origin of IMBH !!