低金属量ガス雲中での星形成
町田正博 (京大), 大向一行(NAOJ), 松本倫明(法政大), 犬塚修一郎(京大)

連星形成領域

単星形成領域

過去

現在

星形成の研究星 ＝ 宇宙の階層構造における最も基本的な構成要素、様々な階層で重要な役割、宇宙の進化を支配
星形成過程は観測出来ない：濃いガス雲中(現在)、そもそも見えない(初期宇宙)
理論的研究¾解析的には難しい：様々な物理が関連、ガスの熱進化、角運動量、重力¾1次元輻射流体の計算
z現在の星形成：Larson (1969), Masunaga & Inutsuka (2000)
z初期宇宙の星形成: Omukai & Nishi (1998)¾3次元輻射流体計算
z現在の星形成: Whitehouse & Bate (2006), Stamatellos et al. (2007)
z初期宇宙の星形成： Yoshida, Omukai & Hernquist (2008)現在(Z=Zsun)と初期宇宙(Z=0)のガスの熱進化

温度¾ファーストコア ：分裂(連星形成)、アウトフロー、角運動量・磁束問題と密接に関連
原始星～200 K初～10 K

ガス雲期 宇宙現在

ファーストコア密度

現在と過去の星形成
Early Universe

Present Day

n~103-4 cm-3, T~250 K,
R~105-6 AU, M~103Msunn~104-5 cm-3, T~10 K,
R~104-5 AU, M~10Msun

母天体

β~10-3-0.1?

角運動量β~10-4-0.07

無視できる？

磁場

重要

滑らかな温度上昇(γ~1.1)

熱進化

4つの典型的な進化段階

出来ないFirst core出来る?

分裂、連星分裂する、ほとんど連星

原始星

M~10-3 Msun, R ~ 1 Rsun

?

ガス流出

アウトフロー、ジェット大？

質量降着率

大 or 小M~10-3 Msun, R ~ 1 Rsun

低金属量星低金属量星([Fe/H]<-3) ⇒ 重元素汚染前の初期宇宙で形成
宇宙初期の情報を保持形成過程は？ ファーストコア？ 分裂・連星? アウトフロー、ジェット?
ガス雲中での低金属量形成の研究¾Tsuribe & Omukai 2008, Clark et al. 2008,Machida 2008

Suda et al. (2008)

金属量と発見された星の数¾回転により分裂：連星 or Cluster¾First coreの形成？ 分裂条件？
アウトフロー？
ガス雲の持つ角運動量はどこに行くのか?
¾角運動量問題
太陽の10万分の1の金属量を持つ星

角運動量問題とは、
角運動量問題： j~1021 cm2s-1(分子雲) ⇔ j~1016 cm2s-1(原始星)角運動量保存 ⇒ 進化段階のどこかで、角運動量を捨てないと星になれない

原始星

分子雲コア
空間サイズが~7桁異なる

回転2⎛ Rm.c. ⎞⎟ ~ 1014 Ω m.c.
Ω p . s . = Ω m.c . ⎜⎜R ⎟⎝ p.s. ⎠スピンアップ角運動量の保存から14桁上昇•R~105 AU、 n~103-5 cm-3
•Ωm.c.

~10-14 s-1 (観測値)5桁は？

•R~1 Rsun、 n~1022 cm-3

観測では9桁異なる•Ωp.s.~10-5 s-1 (観測値)?

現在の星形成：磁気星間雲、アウトフロー、ジェット、磁気制動磁場が弱い場合(初期宇宙)：分裂(軌道角運動量)、非軸対称パターンによる輸送⇒ 非線形過程 ⇒ 数値シミュレーションが有効

この研究では、
異なる金属量を持つガス雲中で、角運動量が星形成に与える影響を調べる
金属量の効果は、状態方程式に取り入れるガス雲(n ~ 104 cm-3)から原始星形成(n ~ 1022 cm-3)まで計算
パラメータ： 金属量 Z, 初期の回転エネルギー β0,ガス雲の歪みの度合い Aφ統計的な研究：多くのモデルを計算して分裂条件、分裂間距離など導出

初期条件
静水圧平衡にある球対称コア (B.E.球)+ 回転 + 微小揺らぎ

Ω0Ω

Rotation Axis

¾ガス雲の温度は、金属量毎に異なる¾中心密度同じ¾与えられた温度と密度での平衡ガス雲¾金属量毎に平衡なガス雲(サイズ異なる)
 m=2 の密度揺らぎ (ガス雲を歪める)
Bonnor-Ebert Sphere~1 pc

 初期値
密度

¾中心密度：n=104 cm-3¾温度： T=7-250K¾半径: 1.2-5.5x105 AU
Bromm et al. 2002

半径¾質量： Mtot =10－103 Msun

数値計算

基礎方程式

3D Nested Grid Method¾ Grid size: 128 x 128 x 16

¾ Grid level: lmax=31 (l : Grid Level)¾ Grid generation: Jeans Condition

同時刻、異なるグリッドスケール
At the sameepoch but different spatial scales

P=P(ρ)

l =1: Lbox = ~10 pc, n = 104 cm-3 (initial)
l =31: Lbox = 0.2 Rsun, n = 1023 cm-3 (final)

空間 10桁、密度コントラスト 20桁

Schematic view of Nested Grid

L=1
L=2
L=3

L=4

L = 31パラメータ¾β=10-6¾Aφ=0.01

First coreの形成¾Z>10-5 Zsun: First core形成

6x105 AU9x103 AU

回転が非常に緩やかなガス雲

100 AU

Metallicityごとの進化

106 cm-3

1010 cm-3

1014 cm-32 AU

1016 cm-3

1018 cm-30.5 AU¾Metallicityが低い程、高密度で小さいファーストコア

10 AU¾Z<10-5 Zsun: First core形成なし1020 cm-3

密度 & 速度プロファイル
密度プロファイル

速度プロファイル

collapseの途中で分裂
金属量が高い程、より低密度、より大きなスケールで分裂

6x105 AU1014 cm-3
10 AU¾Aφ=0.01

1016 cm-32 AU¾β=10-2

1010 cm-3

1018 cm-30.5 AUパラメータ106 cm-3100 AU

9x103 AU

高速回転している場合

1020 cm-3

全て分裂Z=10-2 Zsun：
スパイラル ⇒ 角運動量輸送⇒分裂なし

1010 cm-3

1014 cm-3

1016 cm-3

分裂なし

2 AU

Z=Zsun：
回転平衡ファーストコア(スパイラル ⇒ 分裂なし)

6x105 AU

¾Aφ=0.01

9x103 AU¾β=10-3100 AU

パラメータ106 cm-3

10 AU

緩やかに回転している場合

1018 cm-3（初期条件の僅かな違いにより分裂したりしなかったり）

0.5 AU

分裂条件：ガス雲の形状、回転に大きく依存

1020 cm-3分裂分裂するかどうかはカオス的

バーモードの成長が収縮ガスのbar modeの成長率と角運動量と熱進化が複雑に絡み合う

大Bar modeの成長が¾大: Bar mode不安定による分裂

中¾中：Spiral patternによる角運動量の輸送：分裂無し¾小：Ring modeによる分裂

小非軸対称揺らぎ(Bar mode)の成長: ε∝ρn, γに依存、回転にも依存Disk形成 ⇒ Bar modeは非線形成長

Polytropic index γ とバーモードの成長率¾Diskが出来るタイミング⇒初期の角速度と熱進化に強く依存、初期揺らぎに弱く依存ε∝ρn

多数のモデルを計算して統計的な理解
Omukai et al. (2005)

パラメータサーベイ

480モデルについて進化を計算¾x軸：揺らぎの大きさ¾y軸：回転エネルギー

Z=ZsunZ=0.1Zsun

Z=0.01Zsun

Z=10-3Zsun

Z=10-4Zsun

Z=10-5Zsun

分裂モデル
非分裂モデル
Z=10-6Zsun

Z=0
背景の色
赤：分裂したモデル(連星)青：分裂しなかったモデル(単星)灰色：安定な第一コアモデル (単星)分裂時期と連星間距離

ファーストコアの形成時期

金属量ごとの分裂時期と分裂スケール

金属量が低いほど¾分裂(連星)頻度は高い¾分裂(連星)間距離は狭い

分裂したモデルの数60モデル中分裂時期とガスの熱進化
Z>10-5 Zsun: First core形成直後 ⇔ Z<10-6 Zsun: n>1014 cm-3で除々にFirst coreを作るモデル (Z>10-5 Zsun)¾First core形成前：円盤形成、急速なガス収縮 ⇒ 分裂不可
¾First core形成直後：分裂可¾First core形成後：熱エネルギーにより球状に ⇒ 分裂不可First coreを作らないモデル(Z<10-5 Zsun)¾γ~1.1 ⇒ collapse比較的緩やかファーストコア

球
円盤
分裂簡単
分裂難しい

球⇒円盤

円盤⇒球

球～円盤～球状態方程式・回転エネルギーと分裂
Z=10-5 Zsun

低角運動量でも分裂可低角運動量は分裂不可

T [K]Z=Zsun

スピンアップ出来る期間

非分裂モデル⇒スパイラル⇒再コラプス⇒将来も非分裂分裂条件

中心部の回転エネルギーのルートどの位スピンアップしたら分裂するか？

分裂： β0 > 10-2

Ωc~ 0.2 - 0.3 (1)ω≡4π Gρ c(β~4-9%)¾Z>10-5 Zsun:
First core形成前に(1)を満たす¾Z<10-5 Zsun:
原始星形成前に(1)を満たす
金属量が低い程、スピンアップ期間長い

金属量が低い程、低β0でも分裂する

分裂： β0 > 10-5

中心密度

金属量が低い程、分裂しやすい
ただし、β0の分布による

分裂時のSeparation

分裂したモデルの数

金属量が低い程、高密度で分裂ジーンズスケールは密度と共に小さくなる

金属量が低い程、小スケールの連星間距離

分裂片間の距離原始星形成後：ガス降着段階
形成時の原始星質量： M~10-2－10-3 Msun (前期段階)
ガス降着段階(後期段階)で、原始星が成長
Lower metallicityの場合(Z<10-5Zsun)¾輻射により降着が止まらない ⇒ 質量が増加し続ける¾Binary Black hole

高回転エネルギーを持つガス雲 ⇒ 多くの分裂片¾3体以上は不安定 ⇒ M~10-2－10-3Msun, B.D.サイズが放出¾Binaryで放出 ⇒ metal free or low metallicity binary

Metallicityが低いほど分裂しやすい¾Z<10-4 Zsunならばβ0>10-4 で分裂¾Low metallicity starは、ほぼすべてbinary (singleでの放出？)(see, Lucattelo et al. 2005)

磁場の効果磁場は分裂を抑制する：磁気制動、ジェットどの時代に磁場が強くなるのか？

Z=0 の磁気星間雲

磁場の散逸

回転エネルギー

Z=0 and Zsunは理解

分裂モデル

PopⅢ星からのジェット

非分裂モデル
磁気エネルギー

Machida et al. 2008

まとめ
低金属量ガス雲 ⇒ 連星率が高い、より短周期の連星¾ ファーストコア形成時期が遅い(or 無い)ため、スピンアップの期間が長い¾ 分裂条件は、初期の回転エネルギーに強く依存、歪みに弱く依存高回転エネルギーを持つ低金属量ガス雲¾ Cluster形成、褐色矮星サイズの星を放出、低質量・低金属量星
First coreの形成：Z>10-5 Zsun, 角運動量輸送、アウトフローに影響角運動量問題： 分裂して軌道角運動量に一部非軸対称パターンによる輸送

議論
回転エネルギー¾ 太陽近傍の観測(Z=Zsun): βave ~0.02 (β=10-4-0.07)¾ Primordialや低金属量ガス雲中の回転エネルギーは？
磁場の効果¾ Z=Zsunのガス雲中では、非常に重要： 重力エネルギーと同等¾ Primordialや低金属量ガス中では？ 磁場の散逸？