星形成寸前の進化：
断熱コア重力崩壊と回転平衡ガス円盤の形成
西合一矢（NAOJ）, 松本倫明 (法政大), 富阪幸治（NAOJ）

あらまし Second Collapseとは？

なぜ重要なのか？

 数値計算で分かったことの概略
 定量的な初期状態と結果の分類
 ３次元計算
 まとめ

球対称モデル

多次元モデル星形成(Second Core)

密度分布の進化09(b)n = 1020

7cm-3l < 0.01 〜 0.1 AU
T>10,000K
動的収縮
Secondary Collapse Phase-5n = 1015 cm-35-10n = 1010 cm-3l = 100 〜 1 AU
T = 10 – 2,000K

断熱コア(First Core)

-15
3

分子雲コア
1-20-4-2024l 〜10,000 AU
T = 10K

Masunaga & Inutsuka (2000)
球対称進化シナリオを元に標準のモデルが構築されている

First Core100AU

Saigo et al. (2002)

Secondary Collapse Phase：重要性
 現在の球対称的進化モデルで十分か？

星形成直後の質量降着率、星周円盤形成
 連星・惑星系形成の可能性

近接連星系形成？
 高速の質量放出Secondary Collapse Phase：
これまでの研究•Boss (1989)、Bonnell and Bate (1994)
遠心力バウンスによるリング形成、その後の分裂。
しかし、初期条件がいい加減(Gaussian密度分布、非平衡 )包括的なパラメータサーチなし、•Bate (1998)
等温段階から断熱コア段階を経て、second collapseまで追跡→ 分裂しなかった。
しかし、 1 モデルのみ？ どのような初期条件でどのような進化をするのか？
典型的にはどのような進化をするのか？
分裂の可能性は？

基礎方程式

モデルと計算∂ρ+ ∇( ρ v ) = 0∂t∂( ρ v) + ∇ ⋅ ( ρ v ⊗ v ) + ∇P + ρ∇Φ = 0∂t∇ 2 Φ = 4π Gρ

Polytropic equation of state: P = K ργ
２次元軸対称を仮定
断熱臨界密度↓ 等温
γ= 11.0×1010 cm-3↓

断熱コア

γ= 7/5臨界密度 2×1015 cm-3
↓second collapse γ= 1.10
星密度 1.0×1020 cm-3

Second Collapse
γ= 1.10

Masunaga & Inutsuka (2000)

First Coreの重力崩壊：結果の概略
初期は回転平衡なFirst Core・比較的速く回転：重力崩壊しない
・典型的or少しだけ速い回転の時：

星（Second Core）形成前に、回転平衡なガス円盤の形成(1.5th 天体)が形成！
・典型的な回転の強さの時：バウンス（？）により1.5th 天体は、薄く不安定となった。
連星系形成？
・ゆっくり回転： 星密度まで一気に重力崩壊
single star？1.5th 天体形成の条件を探る
回転する平衡断熱コア(First Core)の進化＆重力崩壊
準平衡状態
Ｉnfalling Ｅnvelopeからの質量降着

中心が密度上昇、半径が縮小↓
重力不安定：second collapse段階
まず、回転平衡な断熱コアの安定性、準静的進化を調べる。
平衡状態 Self-Consistent Field Method (Hachisu 1986)を改良*double polytropic cloudに改良。(nR, nz)=(512, 512)
パラメーター： 回転の速さΩc
中心密度ρｃ

ω=0 回転なし
ω=０．２-０．３ 等温段階での典型的な値。
(Matsumoto 1997, 2003)
ω=0.5 ケプラー円盤（回転最強）

進化は無次元化した回転 ω= Ωｃｔｆｆ でよく分類されることが分かった。

断熱コア(First Core)の重力崩壊

7ρc ∝ (Mdisk)

ω = 0.4収縮進化
ω = 0.3
ω = 0.2収縮進化
ω = 0.010

ρc ∝ (Mdisk)
1015cm-3

回転が速いと質量降着に対して密度上昇進化が遅くなる。
16-317-3
1015cm-3
10 cm

10 cm

断熱コア(First Core)の重力崩壊

7ρc ∝ (Mdisk)

ω = 0.4収縮進化
ω = 0.3

不安定領域収縮進化
ω = 0.2ω =ρ
0.0∝ (M )10c

disk

回転が速いと質量降着に対して密度上昇進化が遅くなる。
15-310 cm

1016cm-3

回転が速いと重力崩壊しない。

1017cm-3

1.5th 天体形成の条件

重力崩壊しない0.42 < ω△◇

回転平衡ガス円盤（1.5th 天体）形成◆0.3 < ω < 0.42収縮進化
ω = 0.3

薄く不安定な1.5th天体=>リング形成ω 〜 0.30星密度まで暴走収縮がつづく ω < 0.3

初期の回転がω〜0.3程度の中ぐらいの速さ（典型的な値）の時、原始星コアの形成前に、一旦、回転平衡な天体(1.5th Objects)が形成！
回転の強さ
1015cm-31016cm-31017cm-3回転平衡ガス円盤形成のメカニズム
等温度

ρrd

∝r-2

ρ

γ =1.1(温度上昇)

ρρrrrrdρ c→ ∞∝r -2.2

Centrifugal Radius
密度上昇がゆくりρsteepρ

落下中に温度が上昇するようなガスは必然的に、中心密度が発散する前にrrr
回転平衡ガス円盤を形成する。
See Saigo et al. (2000)

連星系形成？
３次元数値シュミレーションでこのモデルで分裂が起こるのか調べてみた。
Nested coed (nx,ny,nz)=(128,128,16) 13levels

ω = 0.32

ρ c0 = 4 ρcrit =2x 1016 cm-32D simulation

1.5th天体の形成と進化

回転平衡なFirst Core

1.5th 天体形成

Second Collapse1.5th天体へ質量降着

非軸対称不安定によって、分裂or角運動量輸送が起こる。

非軸対称不安定

しかし、収縮が止まってしまった後の進化は、熱的進化を正しく計算しなおさないといけない。

まとめ断熱コア(First Core)と星コア(Second Core)の間には、これまで考えられていなかった進化段階である回転平衡ガス円盤(1.5th 天体）段階がある。

断熱コア(First core)の回転の大きさが 0.30 < Ωc tff < 0.42 の場合、1.5th天体が形成される。



形成される1.5th天体は、初期の回転が小さいほど激しいバウンスにより不安である。特に断熱コア段階の典型値である Ωc tff 〜 0.3 の場合、リング構造を形成した。

3次元計算によると非軸対称不安定が発生した。
近接連星形成の可能性？

連星系形成？
３次元数値シュミレーションでこのモデルで分裂が起こるのか調べてみた。
Nested coed (nx,ny,nz)=(128,128,16) 13levels

ω = 0.32ρ c0 = 4 ρcrit =2x 1016 cm-3

centrifugally supported disk

mass accretion

他の角運動量分布の場合
初期にフィラメント

ring instability

Mass Accretionfragmentation

Centrifugal supported disk
落下速度分布

密度分布

r-2.2

連星系形成のシナリオ
n = 10 cm
4

1. 等温段階での分裂-3

l 〜10,000 AU

Miyama et al. (1984), Boss & Myhill (1995), Tsuribe& Inutsuka (1999)

初期に非常に不安定なガス雲収縮中に変形分裂？
非常に大きなスケールの分裂
2. 断熱コア形成時に分裂

n = 1010 cm-3

3. Secondary Collapse段階での分裂

質量降着 & 収縮

臨界密度
n = 5x1015 cm-3
l 〜1AU

Boss (1989), Bonnell and Bate(1994) , Bete (1998)？分裂しないと思われている？
＜１AUスケールの分裂

断熱コア形成l 〜100 AU

Truelove et al. (1998), Matsumoto et al. (2003)
Machida （この後すぐ)もっとも広く受け入れられている
100AUスケールの分裂

暴走収縮
100AU

断熱コアの重力崩壊
暴走収縮

Secondary Collapse Phasen = 1020cm-3