細川 隆史(京大・天体核)26.Oct.2016 初代星・初代銀河研究会@金沢

Summary+ 初代星の典型mass、mass分布、連星率、 スピンを明らかにすることが目標+ 特に、進化後半(原始星形成後)の研究がここ数年の中心的話題(with 3D輻射[or磁気]流体シミュレーション)+ 典型mass: a few x 10-100 M8、mass分布: <0.1M8から>1000M8まで?
※この他の特性も含め、シミュレーション設定(分解能、duration)の依存性大※磁場など十分取り入れられていない効果もあり+ massive tight binary (separation < 10AU) → BH-BH merger(GW)が期待
関心が集まっている (ただし、こうした系は銀河系にもあるが、形成過程不明)

星形成のながれ
Collapse(前期)段階

Accretion(後期)段階

ガス雲が自己重力により収縮

原始星へ周囲からガスがふりつもる

ガス雲質量:(free-fall time = sound crossing time)EOS:→γ<4/3のとき ρ↑⇒ MJ↓；不安定→collapse
γは冷却過程によって決まる

冷却効率がさがり (γ>4/3)星の種(=原始星)が生まれる

原始星への降着率：∝ T1.5

ガス冷却剤 = H2分子銀河系(Z=Z8) ：ダスト熱放射
初期宇宙(Z=0)：ダストが存在しない。他の効率の悪い冷却剤に頼る
水素分子の回転-振動励起輝線
H Lyα

He Lyα

冷却関数

最低エネルギー遷移：
ΔE(J=2→0, v=0)=510K
H2輝線で冷えるガス雲温度は数百ー数千K
初期宇宙: 星形成の際の冷却剤
銀河系: 高温shock tracer

Early Collapse Stage
Omukai & Nishi 1998 １次元球対称(RHD) + 化学計算
密度構造の進化

速度構造の進化+ 自己相似的run-away collapseでガス雲収縮がすすむ+ 最終的に〜1g/ccまで密度が上がったら冷却効率が悪くなり、原始星が誕生 (質量〜0.01M8)Early Collapse Stage
The early evolution until the formation of a protostar is relatively
well-established. Full 3D cosmological simulations can follow this.
Yoshida, Omukai & Hernquist (2008)“run-away”
collapse

Zoom-upgas cloud：～1000 M8

“seed” protostar~0.01M8
Also see Omukai & Nishi 98; Abel, Bryan &Norman 02; O’shea & Norman 07 etc.

前期段階の課題
v Formation of wide binaries
Gravitational fragmentation occasionally occurs
in the early collapse stage+ w/ large separations of 〜 10^3 AU or more
(Turk+09; Hirano+14; Stacy+16 etc)
+ About 〜5% of primordial clouds? (Hirano+14)+ Evolve to wide binaries?

Turk+2009
Sur+2010v Magnetic fields
Amplified by turbulent dynamo during the collapse?
(Schleicher+10; Sur+10,12; Schober+12;
Federrath+12; Turk+12; etc).
…should be also important in the later stage(e.g., Tan & Blackman 04; Machida & Doi 13)

First Stars: How massive?
early collapse stage ⇒ late accretion stage
Yoshida, Omukai & Hernquist (2008)

Zoom-up“seed” protostar

10-2 M8 protostar
surrounded by >103 M8 gas envelope

for stellar lifetime (〜Myr) → 〜1000M8 star

後期段階の研究が重要

2D RHD + Stellar Evolution

降着率 (M8/yr )TH+11, 12; Hirano et al. 14(also see Mckee & Tan 08)

No Feedback
With Feedback星質量 (M8)

Ø Acc. rate is significantly reduced by the stellar UV feedback
Ø Mass accretion is shut off when the stellar mass is ～43 M8

Protostellar Evolution
e.g., Omukai & Palla 03.
M fid = 4.4 x 10 -3 M8 / yr

expansion

the stellar evolution
with accretion+ The UV feedback operates when the star shrinks+ When the star shrinks depends on different accretion rates+ Stellar evolution was followed simultaneously with
RHD simulations in TH11

”Supergiant Protostar”
stellar radius : R* ( R8)

TH+12, 13H-burning starts

H-burning starts

stellar mass： M* ( M8)With very rapid accretion > 0.01 M8/yr, the protostar nevercontracts to reach the ZAMS stage, but continues to expands.
(→星風: 仲内くん話、回転: 高橋実道くん話)

８月のFirst Star V会議 (@Hidelbrg)でabstract集を見ていると…

我々も進めていたのに! しかしなぜかポスターが貼られることはなかった…そして…

We did it! →梅田さん話

Forming >100 Pop III Stars
Pick up a number of the star-forming clouds found in cosmologicalsimulations (e.g., O’Shea & Norman 07). The later evolution isfollowed until the stellar mass is fixed by UV feedback. (Hirano et al. 14, 15)bipolar
HII regions

local 2D radiation-hydro simulations+ stellar evolution

The “Mass Spectrum”
With more than 1000 (!) star-forming clouds taken from cosmological simulations

Hirano et al. (2015)

H2+HD
cooling

H2coolingDisk Fragmentation
星周円盤重力不安定: global spiral armが成長して角運動量輸送
しかし、(円盤内のmass transfer) < (円盤へのinfall rate) で分裂

単独あるいは少数の大質量星?
Stacy+10Clark+11

低質量の星を多数含む星団?
Tight binariesの形成mode?
Turk+09

Machida+Doi13

Inward Migration of Fragments

600AU

Evolution over 〜100 yrs

Fragments can rapidly migrate
inward toward the central star,causing the burst accretion or merger

柱密度Σ© E. Vorobyov

Contour: Toomre Q parameter
solid: Q=0.1, dotted: Q=1.0(from TH et al. 2016)

Fin, Foutが及ぼすトルクの競合
大抵Foutのトルクが上回る(今は外層から円盤への降着もあり)

Fragments can merge again
Greif+13

10AU
About 2/3 of the fragments merged away, 1/3 survived via e.g., ejection

Merged fragments typically migrate inward via gravitational torqueover local free-fall timescale
High-mass stars will still form even with lots of fragmentation?

UV feedback + Fragmentation
TH+16

Stacy+12

Stacy+16

Susa13

Susa+14

Susa+13,14

３次元RHD計算(円盤分裂 + feedback)104 AU

Abundance of H2 molecules

t=1160yr

t=5120yr

H2 photodissociation

中心部拡大図: 連星になっている※ only with dissociation (H2破壊) feedback

TH+16 →
ionizing + dissociatingfeedbackSusa+13,14

３次元RHD計算(円盤分裂 + feedback)

Mass Accretion History
緑: feedbackなし
赤: feedbackあり

Haloあたりstellar multiplicity

multiplicity of severalbinary

single star

multiples〜2/3はmultiples (※星同士は合体せずと仮定)

Stacy+16
Stacy, Bromm, & Lee (2016); ionizing + dissociating feedback,w/ 1 mini halo, following 5000 yrs with 〜1AU resolution (x10 higher)
計算終了時のmass分布

multiplicity of 〜50(高分解能→高multiplicity)

resolution dependence
In low-masse end↓
low-rescasesurvivedMassive tight binary?
Stacy, Bromm, & Lee (2016)
1 massive tight binary
13M8 + 14M8
with 〜5AU separation

星と星の間の距離 [AU]1と2星1と3through 3-body interaction(binary partner swapping)

2と3

LIGO GW detection ⇒ Massive BH-BH binary
as Pop III star remnants?
→ 稲吉くん話 (e.g., Kinugawa+14; Hartwig+16;
Inayoshi+16; Dvorkin+16)

Summary+ 初代星の典型mass、mass分布、連星率、 スピンを明らかにすることが目標+ 特に、進化後半(原始星形成後)の研究がここ数年の中心的話題(with 3D輻射[or磁気]流体シミュレーション)+ 典型mass: a few x 10-100 M8、mass分布: <0.1M8から>1000M8まで?
※この他の特性もシミュレーション設定(分解能、duration)の依存性大※磁場など十分取り入れられていない効果もあり+ massive tight binary (separation < 10AU) → BH-BH merger(GW)が期待
関心が集まっている (ただし、こうした系は銀河系にもあるが、形成過程不明)