初期宇宙の星形成について〜平成から令和へ〜
須佐 元
甲南大学理工学部物理学科

理論懇シンポ ２０１９年師走 @NAOJ

Contents• 夜明け前ーはじまり• 初代星形成理論の進展・現状と課題• 観測との接点

夜明け前• POPIII星形成では– H2の重要性– 非平衡– 高密度で三体反応が重要, H2line opaque– One-zoneコラプスモデル• Present dayの星形成では– 自己相似解– 分裂パラダイム
ベースとなる宇宙論が不定、計算機資源不十分

冷たいダークマター宇宙論の勝利とその次• CDMパラダイムが大規模構造・CMB・元素合成などを整合的に説明• 構造形成の問題がより小スケールのバリオン物理に進んでいった。
• Cen & Ostriker, Katz & Gunn, …
• とは言え銀河は星の集団で銀河形成を正しく理解するには星形成を理解したい。

初代星形成へMACHOさわぎ• Dark matterは褐色矮星なのか？
• 結局そういうことではなかったがこれを契機としてPOPIIIの研究が京都で始まった。
Lesson:POPIIIはむしろ大方重い星だったが何もかも見通して研究を進めるのが良いわけではない。
Alcock+1993

初代星形成理論の現状と課題

POPIIIの生まれる舞台〜Minihalo〜• 105-106Msun, z〜30-20程度• 水素分子の振動回転遷移で冷却• 宇宙で最初に冷却して重力収縮する“銀河”

Minihalos in cosmological simulation

yoshida+2003

熱進化
T[K]

“Critical density” → loitering phaseM" ≈1000 MsunnH[cm-3]

Run-away collapse of dense cores
1D radiation-hydro simulation
Cloud @104 cm-3

! 103 M ¤envelope

Omukai & Nishi (1998, ApJ, 508, 141)

Mass accretion
protostar! 10- 3 M ¤Cosmological simulation

Yoshida+ 2006

From run-way phase tomass accretion phaserun-away

mass accretion
密度密度
After the formation ofcentral coretime evolution

time evolution
半径半径12Final masscs3
M ~30G•M! » 10 -2 M sun yr -1

1000K, for primordial gas,
Very high mass accretion rate
（c.f. 10K for interstellar gas)53!
M ´10 yr » 10 M sun

If the accretion is not quenched, POPIII stars
are Very Massive.
平成前半はこの辺まで。

Radiative Feedback from protostar(s)Hosokawa+2011
2D RHD

Stacy+2012
3D RHD
No feedbackfeedback～20-30Msun at 105 yrs estimatedby extraporation～43Msun 105 yrs after
the formation of protostar.
H21600yrs

5500yrs

UU0A0A

100100-6-4-20-6-4-2

Umemura+20120VLQNPDVV>0@

H2HS 2013
3D RHD<50Msun at 105 yrs









WLPHDIWHUVWVLQNIRUPDWLRQ>\UV@“IMF”

Hirano+2015 (2D)

HS+2014 (3D)

Numerical studies in space-time
0.01AU

Greif+
Machida+Yoshida+Protostellar
feedback (RHD)

Bromm+

Clark+
Susa19Hirano17+

Abel+…

10AU
Smith+ Hosokawa+
Stacy+ Hirano+ Susa+
Sugimura+

Run-away phase

Accretion phase
010yr

1000yr105yr

Time after the birth of protostar

PopIII Disk fragmentation （nth=1015cm-3）
log 10!" [cm&' ]16log 10)/)+,2

14

1.5

12

1

10

0.5

80

6-0.5

4-1

円盤分裂 → 小星団形成?
Clark+ 2011 O(10) sinks

Machida+2013

Stacy+ 2016～50 sinks

Hosokawa+2015

a few @ 1kyr

Greif+ 2011 O(10) sinks

Susa+ 2014
～6 sinks

Greif+2012

No survivors

Stacy+ 2012 a few sinks

Smith+ 2011 O(10) sinks

Merge or survive?

2/3 merge
within 10 yrs(a few remains)see also Chon & Hosokawa 2019

Scale Freeの性質で交通整理
基礎方程式
HS 2019
無次元の方程式
規格化

規格化定数の関係

規格化定数６個、関係式５個、１個フリー
例えばρ0をsinkを作ったり状態方程式を固くする
密度にすると、他の物理量を上の関係でスケールすると同じ方程式を解いたことに。

一方、質量降着期の初期条件はほぼ自己相似解なので、無次元の式の意味でどれも同じ。
スケールするとこれまでの計算も皆同じはず。

Radiative
feedback
Kicks-in

文献の結果のメタスタディ
10000

分裂片 / sink粒子の数
時間をスケールしてプロット 1000
→ 大筋一致。

Vorobyov+2013 2D
Susa2013
Susa+2014 RF
Machida+2015
Hartwig+2015
Stacy+2016 RF
Hosokawa+2016
Hirano+2017
0.3
3 (t/1yr)

Nfrag100

Present
Present sinkHybridStacy+2010
Smith+2011
Clark+2011
Greif+2011
Greif+2012
Stacy+2012

10
数千年から輻射フィードバックが始まるので、そこで分裂片の数が決まるとすると、１０ー１００個1やはり小星団ができると思われる。
HS 2019 updated

0.1
0.1

1

10100

Y(4UGWad)é1/2[yr]100010000

令和の課題• 〜数十倍長い時間積分• 輻射フィードバック＋分裂の計算 → Sugimura+2020 in prep.
• 乱流– 数値計算で存在が示されている（e.g. Greif+2012, Higashi+ in prep.）– 高解像度必要– 基本的に分裂を促進する方向 (Raiz+2018, Wollenberg+ 2019)• 乱流＋磁場– Small Scale Dynamoによる増幅（Viscus scale → Jeans scale）– 相関関数による解析的議論では十分増幅が示されている( e.g. Schober+2012 )。
– 数値計算でも兆候は示されているが、解像度は全く足りない(e.g. Sur+2012, Turk+2012)。
– 円盤分裂を抑制するか。

• 乱流＋磁場＋輻射– 未開

観測との接点重い初代星が生きている姿の観測…
• 星を見る。30-1000Msun @z=12→ mUV= 38 – 43 (AB mag.) → 無理
• Cluster Causticsで transient (Windhorst+2018)
7.5-12.5mag明るくなるとJWSTで見えるかも。
→ どうやってPOPIIIとIDするか• 大質量大星団（CR7騒ぎ）→本当に存在すれば面白いが。
• 21cm吸収観測→ちょっと間接的• 超新星（Whalen+2013, Moriya+2019 etc.）PISN なら見える。
→どうやってPOPIIIとIDするか• その他

“残骸ビジネス”
BH

Survivor M<0.82Msun

CCSN

survivors

CCSNやPISNと第二世代星

Susa+2014

BHPISNHuge N-body + SF criteria

Ishiyama, HS+ 2016••

mDM=5.13x103Msun, 8Mpc h-1 box
Pick up “fresh”minihalos
Such that:
1.Tvir > Tvircrit
Machacek+2001
Employ FLW in Ahn+2012
2. Do not contain subhalosthat experience SF.
3. zvir > 10•

10 low mass stars/minihalo
Kroupa IMF, 0.15Msun<m<1Msun
luminosity obtained by isochrone.

see also Hartwig+2015, Griffen+2018

Probability map on the Sky
Ishiyama, HS+ 2016

mv < 22.5

Observe N stars →find 1pop3N
1 low mass pop3 /minihalo
10 low mass pop3 /minihalo• ミニハローあたり１０個もサバイバーができるモデルは棄却• 一個くらいなら許容mv

Magg＋2019
EMP星などを探しているが、POPIIIも同様の場所で同様に見つかるはず、と思う。

EMP星とPOPIIIが混在した星々からPOPIIIを外して観測されたEMPの星の数だけくじを引き続ける確率非常にタイトな制限。 Nsurv < １000 → minihaloあたり10-２個

Surface pollution
Shen+2017
Bondi-Hoyle Accretion
Cosmological GF simulation

From: Chemical enrichment of stars due to accretion from the ISM during the Galaxy's assembly
Mon Not R Astron Soc. 2017;469(4):4012-4021. doi:10.1093/mnras/stx1094
Mon Not R Astron Soc | © 2017 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society

Stellar Wind & ISM Tanaka,HS+2017
The parameters of stellar wind are set to the Solar values.
(i) Thermal driven supersonic flow,
fully ionized plasma✓ ◆nsw (r) = nsw?

rR?

2vsw (r) = vsw? ,(ii) Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion flow,
partially ionized plasmanISM ⇠ 2nHL (r, ✓, ⇠) =,r sin ✓(2⇠ r sin ✓)r2
⇠ 2 vrel
2GM?
2vrel +,vHL,r (r, ✓, ⇠) =rr2

• 太陽風くらいの星風を仮定して動圧を比較• POPIIIの時にはむしろwind powerはやや大きい (Suzuki 2018)29• いずれにせよ降着は普通の状況で星風を押しつぶせない。

中性原子がタッチダウンする確率
Neutral fraction at a given radius.

s" pni (r)2 ph?,i= exp
nISM,i⌦K?

0.2 M!

Fe

10-3

20

km/s

200km

Mg

ni(r) / nISM,iv

=km

C

∞/s

0O

10-1

2020
=

10-2∞vni(r) / fraction
nISM,i
Neutral

10-1

vrel
vesc?

!#/ss

0.7 M!

100

2vrel
R?
+2vesc?
rkm/100

Tanaka,HS+2017

C
10-2Mg

O Fe

10-3

Ca
10-4 010Ca
110210310

Distance from stellar center [r/R★]

41010-4 010101

102
distance [R*]103104

Distance from stellar center [r/R★]

表面汚染は困難30

POPIII survivor• POPIII星の見つからなさはやはり尋常ではない。
• Magg+2019の議論を信じると、ほとんど居てはいけない。
• 理論的にはむしろminihaloあたり１個くらいはいても良さそうである。
• 何等かの考慮していないメカニズムがある。磁場？（Machida& Doi 2013）

“残骸ビジネス”
BHSurvivor M<0.82Msun

CCSN

survivors

CCSNやPISNと第二世代星

Susa+2014

BHPISNEMP Stars
初代星が爆発して残骸から第二世代の星ができるとすると
金属量 30Msun CCSN~7Msun
Minihaloのバリオン質量 ~105 Msun
→ [Z/H] ~7/105 / 0.015 ~4.6x10-3
Chiaki+2018

一撃で−３まで汚す。

EMP: Stars of [Fe/H] < -3-3 以下で急な減少

EMP/UMP/HMP stars が初代星の残骸からできたと第二世代と考えるのは理にかなっている。

Pair-instability supernovae?

これまでPISNの兆候なし、基本的にCCSN的な元素組成比。
courtesy to N. Tominaga

Metallicity of recollapsed gas（SN 1発）
Chiaki+2018

CCSN

PISN
点線：ピーク
実線：halo平均

非常に稀な重いminihaloでのみPISNで壊れずに次の世代をつくる。
普通のminihaloではCCSN1発でEMPを自然に説明できる。

Hartwig, Ishigaki + in prep.
• 多数のEMP星のアバンダンスから複数のSNの混じり具合を評価 → multiple SNeの兆候薄し• PISNやmulti-SNeはminihaloを壊して次の世代ができないということか→ PISNもmulti-SNeも証拠を残さない• EMPのアバンダンスからはPOPIIIのホストのポテンシャルが浅いということと、POPIII CCSN及び親星の性質がわかる。

まとめ• 初代星形成の研究は平成に大きく進展した。
• 質量降着期の円盤分裂を考えると10-100の星で構成される小星団として生まれるように思われる。
• 観測のPOPIIIの見つからなさと矛盾があるかもしれない。→令和の見つける観測に期待• 令和の乱流磁場入りの理論研究に期待。