初代星・銀河形成研究会
＠甲南大、神戸
９月８日 （２００８）

低金属度星の形成理論
大向一行（国立天文台）釣部通（大阪大）

初代星（種族III.1）形成
dense core (fragment) ~1000Msun
fragmentation

MJeans~1000Msun

分裂スケール

M分裂~ Mジーンズ＠温度最小
吉田, 大向, Hernquist 2008

その後の降着過程を考慮しても、超大質量星(>100Msun)が形成

Fragmentation and thermal evolution(e.g., Larson 2005)
γ＝dlog p/dlogρ

sheet：γcrit = 0

If γ > γcrit, the collapse stops

filament：γcrit= 1

sphere：γcrit=4/3

Initially the cloud takes complicated shape.
Before the fragmentation, it is filamentary.
As a thumb rule,
Fragmetation occurs while γ < 1, and stops while γ > 1

太陽近傍(~Zsun)の星の質量

Motte et al. 1998

星のIMFと高密度コアの質量関数は一致。
High-mass側でpowerlawで落ちる。
dN/dm~m-2.35(いわゆる SalpeterIMF)
Peakが0.1-1Msunに存在し、それ以下では分布がflatないし減少となる。

The Critical Metallicity
低金属度星形成研究の中心課題
臨界金属度：
金属度がどれくらいあれば、低質量星形成モードに移行するか？
これがどの値か？
どういう物理過程で決まっているのか？

星形成コアの熱進化と金属度
1) ダストの熱輻射による冷却: [Z/H] > -52) ダスト上でのH2 形成 : [Z/H] > -43) 微細構造線による冷却輝線(C とO): [Z/H] > -3
[Z/H]:= log10(Z/Zsun)

123one-zone model
zcollapses in
the free-falltimescalezcore size
~ the Jeans
lengthzdust/metal ratio
same as local ISM

K.O., Tsuribe, Schneider & Ferrara (2005)

Fragmentation mass scales
Mass scales dependent on Z only weakly

1) T minimum by line coolingline-inducedLine-induced
fragmentation
Tbumpdue
to saturation of line cooling rate at LTE
2-5-3(10 +cm, 100-1000M
H2 formation
heating sun)Dust-induced fragmentation
2) T minimumby dustcooling(higherdensity,0.1-1Msun)

suded
cudnt-iFor low-mass (<1Msun) star formation,
dust is indispensable

Radiation Effects on low-Z gas (1)metal-free clouds

Galactic level
radiation considered

G0=1.71
ζ=3x10-17

zFar UV effects Î Heating
photoelectric heating
photodissociation

zCosmic ray effects Î Coolingionization, heating

Radiation effects on low-Z gas (2)¾Radiation affects only low
density evolution where the Jeansmass is still high (>~10 Msun).

ÎNOT relevant to low-mass(<~1Msun) star formation¾Without dust, temperature
continues to increase in highdensities (no fragmentation) .

Î Dust is needed for low
mass star formation.

Preliminary results

Dust-induced fragmentation
Tsuribe & K.O. (2006; 2008)[Z/H]=-5.5 (Z=3x10-6Zsun)

With gas-dust ratio
Z>~10-6Zsun(first dust: smaller grains)
Æ long filament forms
during dust-coolingphaseÆ fragmentation into lowmass (0.1-1Msun) objects

Standard dust
fragment

Zcr~10-6-10-5 Zsun
First dust

乱流的な初期条件でもOK
Clark, Glover, & Klessen (2008)
状態方程式を密度の関数として与えて、乱流的な初期条件から星間雲の進化を計算。
[Z/H]=-5

質量分布[Z/H]=-5では小質量コアが形成されている。

輝線冷却の役割？
9 [Z/H]~-3.5以上ではH2より[C,O]が冷却に効く。
9 小質量星(<1Msun)形
成過程としては分裂スケールが大きすぎる（＞１０Msun）
9 星団の質量スケールか？

ダスト冷却：最終的な分裂質量

輝線冷却：このスケールは何を与えるのか？

Low-mass fragmentsby fine-structure-line cooling?
Some studies claim that lowmass fragments are formed byfine-structure line cooling.

(Bromm & Leob 2003, Santoro&Shull2006 )Those arguments compareΛH2 vs Λ fine-str. @ T min of Z=0
Î Zcr ~10-3.5Zsun
This only assures
Mfrag < Mfrag(Z=0) ~1000Msun

Here輝線冷却分裂過程のシミュレーション
温度進化Jappsen et al. 2007
流体＋化学輻射過程
初期条件：ハローの最大膨張期（トップハット＋揺らぎ）
CMB温度 １０５K

9 Z<0.1Zsunで特に分裂スケールに差はみられない
9 いずれの場合も大質量コアが形成

CMBの効果
Smith et al. 2008

9[Z/H]<-3.75 大質量星 数10-数100Msun
9-3.75<[Z/H]< -2.5 比較的小質量 数Msun
9-2.5<[Z/H] CMBの影響 大質量星 数10Msun

疑問点

こっちで質量スケール決まる

こっちではない

9フィラメントの重力不安定性からは、等温収縮が終わるときに分裂すると予想される。
9シミュレーションからは「急速な冷却期」が終わるときに分裂が起こるようである。

温度進化へのCMBの影響

CMBの影響：
分裂質量＆ZCMB
典型的な分裂質量

ZCMB:Zがこれ以上だとCMBの影響を受ける。

9z=20~30だと、[Z/H]~-4くらいでもCMBの影響を受ける。
9これはダスト上でのH2形成が阻害されることが原因

SUMMARY
We have studied thermal evolution of low-Z gas
and discussed its fragmentation properties.
zzzz

Line cooling and external radiation affects thethermal evolution only at low densities where theJeans mass is still high (>10-100Msun).
Dust grains causes a sudden temperature drop at
high density where MJeans<~1Msun, which induces
low-mass fragmentation.
The critical metallicity for dust-induced
fragmentation is [Z/H]cr~-6..-5
However, H2-formation heating prohibits low-massfragmentation in [Z/H]~-5..-4.