始原星の質量分布:
宇宙初期における星形成の多様性
平野 信吾(東大天文・D3)
細川隆史, 吉田直紀, 梅田秀之(東大), 大向一行(東北大),千秋元(東大), H. W. Yorke(JPL)
第27回理論懇シンポジウム@国立天文台 (2014年12月24－26日)

始原星 (Primordial Star / Pop III)(化学的)第１世代星First Light & First Metal Dark Ageを終わらせる
始原星の星質量(分布)星の一生・最期を決める
 初期宇宙のモデル化
宇宙論的初期条件が存在第一原理的に計算できる
 数値シミュレーション
2星形成シミュレーション
大規模構造  minihalo  ガス雲  原始星コア
多くの先行研究より明らかに (e.g., Yoshida+’08)
原始星の降着進化 (Hosokawa+’11, Stacy+’12, Susa+’13)
輻射フィードバックによる降着阻害 (McKee&Tan’08)3星形成シミュレーション

dM/dt [M8/yr]

大規模構造原始星コア10-２  minihalo  ガス雲 Hosokawa+’11
多くの先行研究より明らかに (e.g., Yoshida+’08)
原始星の降着進化(Hosokawa+’11, Stacy+’12, Susa+’13)-３10
輻射フィードバックによる降着阻害 (McKee&Tan’08)
10-４010203040

Mstar [M8]50604

星形成シミュレーション

dM/dt[M[MdM/dt8/yr]8/yr]

大規模構造
原始星コア
10-２  minihalo  ガス雲 Hosokawa+’11
多くの先行研究より明らかに(e.g., Yoshida+’08)
10-２
原始星の降着進化(Hosokawa+’11, Stacy+’12, Susa+’13)-３10
輻射フィードバックによる降着阻害 (McKee&Tan’08)
10-３

Lower Rotation Model(30%)

10-４10-４01020

20 40 306040

Mstar[M88]]
M
star [M8050605

星形成過程の多様性

原始星進化の質的変化
輻射フィードバックの効き方に影響

103

星半径 [R8]

典型的な星質量？
星形成ガス雲の熱進化に左右される 降着率の大小

0.06 [M8/yr]
0.006 [M8/yr]
0.001 [M8/yr]

102
1011

M  4 10 2 [M8/yr]

超巨星モード(Hosokawa+’12)M  4 10 3 [M8/yr]

振動モード(Omukai&Palla‘03)M  4 10 3 [M8/yr]

KH収縮モード10100

星質量 [M8]

1000

フィードバックが働かない6

×110
Gadget-3 (Springel‘05) … N-body / SPH+ Primordial Chemistry + Zoom -In + Particle Splitting

Hosokawa+’11,12 … 2D axisymmetric
RHD + Protostellar Evolution

110 Dark Matter Minihalos
Projected density distribtuions of DM (500 [pc] on a side)5 / 110 Cases
Projected density distribution of gas (15 [kpc] on a side at z = 25)原始星の降着進化(dM/dt)star [M8/yr]星形成ガス雲によって大きく異なる
超巨星
振動
KH収縮

10-1
10-2UV輻射
フィード
バックが働かない

10-3M ZAMS = 10 – 1600 [M 8 ]10-4110100星質量 [M8]1000
10ガス雲の初期状態  星質量(Minihaloでも相関)
星質量を推定できるパラメータ分布から星質量分布が決まる

超巨星星質量 [太陽質量]

ガス雲の性質と相関
変数：ジーンズ不安定になったガス雲の質量落下率 (4πR2ρvrad)

振動KH
収縮

質量落下率 [太陽質量/年]
11Non-biased Cosmological sample
1540 Primordial Star-Forming Gas Cloudz=9z = 11×1540
3 [Mpc/h]Non-biased 宇宙論的サンプル
平均量・赤方偏移依存性を議論可能
z = 30 – 10, M vir = 2×(10 5 – 10 6) [M 8]13ガス雲の平均的性質
赤方偏移(z)依存性を示す (high-z  low-z)
 ~ M
M
T
原始星への降着率は温度に依存
t
Jeans

1.5
Jeansfree  fall

HD冷却が効くと更に低温 (black)

Temp [K]26<z<3022<z<261000

H218<z<2214<z<1810<z<14HD

100
1102104nH [cm-3]

10614ガス雲パラメータ分布(4πR2ρvrad) Jeans  M III.1
ピーク値が存在し、low-zほど小さい (赤青)Fraction

110100OverallMIII.1 [M8]1000
26<z<300.1

22<z<2618<z<22

10-2

14<z<18
10<z<1410-310-510-410-310-2(dM/dt)Jeans [M8/yr]

10-115

Pop III星のsub-populations
Pop III.2星
化学的には第１世代、外部輻射がガス雲を変性 (解離/電離/…) 冷却源である
H 2組成が増減
星質量分布に影響
特に大質量側に注目
 H 2解離 (Pop III.2 D)

水素分子が解離高温進化・高降着率・大質量星
16

ガス雲の性質  始原星質量

始原星の質量分布
宇宙論的サンプルをIII.1&III.2 D星形成ガス雲に分類 (J 21,crit = 0.1)星質量 [太陽質量]III.1と同じ相関
重力収縮が進みガス雲が光学的に厚くなると、輻射の影響はなくなる(自己遮蔽効果)

超巨星

振動

KH
収縮

●…III.1●…III.2D
質量落下率 [太陽質量/年]
17Time Evolution of the Local FUV Intensity
Lbox = 3 [cMpc/h], Stellar Properties (Schaerer’02)

z = 25

15●…Pop III.1●…Pop III.2Dｰ3ｰ1
ｰ 0.3
ｰ 0.1

J212019.5

数値計算・可視化: SH19

始原星の質量分布
H2冷却

サンプル数

HD冷却

III.1

III.2D星質量 [太陽質量]

19

まとめ
『始原星の質量分布』
典型値が存在し、高赤方偏移ほど大質量 high-/low-zで宇宙進化に及ぼす影響が異なる『宇宙初期における星形成の多様性』
幅広い星質量分布の原因
 形成環境 ：Pop III.1, III.2 D
 冷却過程 ：H 2 and/or HD 原始星進化：KH収縮 / 振動 / 超巨星
初期状態－星質量相関
大変な計算をスキップ  準解析計算に使える20