細川 隆史
(東京大学)


30 doradus @ LMC

2013.8.01	  @	  2013	  若手夏の学校	  全体目次 	I. 銀河系での星形成	  	  	  	  1.	  低質量星(~1M8)の形成過程 (normal	  case)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  標準形成シナリオと前期/後期段階の概念	  	  	  	  	  	  	  	  	  2.	  大質量星(>~10M8)の形成過程 (extreme	  case)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  形成不可能問題と解決策	  	  II.	  初期宇宙での星(初代星/ファーストスター)形成	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  前期/後期段階：銀河系との類似点と相違点	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  典型的な星質量はいくらか？	  	  	  -­‐	  観測可能性の展望と銀河系の星形成との関わり 	30 doradus @ LMC

銀河系では無数の星が日々生まれている	  	  いったいどうゆう過程で星は生まれるのか？	  
星の質量による違いはあるのか？	  	  星(~1M8)形成	  最初と最後の方の姿はわりとよく観測からわかっている	©すばる	

この間の星形成過程	  はガス雲に深く埋もれ	  ていて観測困難	  初期条件：低温、高密度の	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  星間ガス (分子雲)	

生まれたばかりの星の周囲	  の構造(円盤、ou<low)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  “星形成のなごり”	

この間をつなぐ形成シナリオ	  を示すのが理論の役割	

©HST	

星形成の標準シナリオ 	
林,	  Larson,	  Shuら	  により80年代に確立	

①分子雲中の高密度部分	   ② 原始星の形成と	  	  (〜太陽質量)	  の重力崩壊	
原始星への質量降着	

③星からのフィードバック	  による降着の終了	

④降着円盤の残骸で	  惑星系形成へ	  ①の後半から③の前半までの観測がとても少ない	  =	  理論の出番	  ①：前期段階、②③：後期段階	  (力学平衡にある星ができる以前と以後)	

前期段階	  (重力収縮期)	
どのような条件下でガス雲の重力収縮が起こるか？	

ジーンズ質量：	  	  	  	  	  （球対称）	
状態方程式：	  とすると、	

γ<4/3： ρ↑⇒	  MJ↓；不安定→collapse	  γ>4/3： ρ↑⇒	  MJ↑；安定	  γ=4/3がcri)cal	  	  	  状態方程式(γ)	  は 輻射輸送+内部熱過程(化学反応)	  により決まる。	

ダスト放射冷却による崩壊
ガス粒子はμmサイズのダスト粒子とひんぱんに衝突し、同温度になっている。	  
ダスト粒子が熱放射して冷えると、ガスも冷却	収縮ガス雲の中心密度、温度の時間進化	
原始星	
γ~1.1	  （H2解離）		  	  	  	  γ~1	  （opt.thin	  ダスト熱放射）		  	  	  γ~7/5	  （opt.thick	  ダスト熱放射）	

第一収縮 →	  	  第一コア 	  →	  	  第二収縮 → 原始星	  	  γ~1 (<4/3)
γ~7/5 (>4/3)
γ~1.1 (<4/3)

Run-away collapse
密度ほぼ一定の中心部分	  	  +	  	  そのまわりのエンベロープ部分(ρ∝r-­‐1/2)	  	  	  の構造を維持しつつ中心部の密度上昇	  中心部	一様中心部の質量~ジーンズ質量	
γ=~1	ρ↑とともに中心部の質量は減少	  	  崩壊する中心部から見ると、周囲を	  置き去りにして崩壊が進むように見える	
Larson	  (1969)	

後期段階（質量降着期）	
密度が0.01g/ccまで上がるとダスト冷却が効かなくなって崩壊が止まる	  →	  星の赤ちゃん：原始星の誕生	  このとき、原始星質量~0.01M8、周囲のエンベロープ質量~1M8	
0.01M8	

原始星への降着率：	

1M8	

Myrていどで星質量は~1M8まで増加	
最終的には降着しつつある星からのフィードバック	  (アウトフローの噴出など)によって降着が止まり、	  星の質量が決定	
アウトフロー噴出	  ←	  磁場の効果	  	  (昨年度の町田さんの講演参照)	  Theory:	  Now	  &	  Then	
より現実的(+回転、磁場、輻射)、長期間、高解像度の数値シミュレーション	  がすすむ。日本人研究者の貢献大	
3D磁気流体計算+シンクセル法	

3D輻射磁気流体計算	

富田+(2010,13)	  :	  前期段階	  ジェット、アウトフロー噴出	

3D輻射流体計算	  	  (SPH+シンク粒子)	

塚本+(2013他):後期段階	  町田+(2010他)：後期段階	  円盤形成と分裂	  原始星形成後の星周円盤形成	
→惑星形成へ	※主系列星誕生まではまだ長い道のり	  (これまで計算されている進化の10-­‐100倍の時間)	  星形成の数値シミュレーション	
Adapbve	  meshの概念図	

Level 3

Level 2v ダイナミックレンジが非常に大きい。	  	   長さ：	  	  	  	  	  	  0.1pc	  →	  1	  R8 ；6桁	  	   密度：10-­‐19g/cc	  →	  10	  g/cc	  	  	  ；20桁		  	  必要なところだけ高空間分解能を実現	  	  	  	   	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (Adapbve	  mesh法、SPH)	  v 時間スケールの違いはより深刻	  Level 1

ガス雲の自由落下時間:	  105-­‐6年	  太陽表面現象の時間:	  秒~分	星ができた後は星のごく近傍および内部を	  流体計算で同時に追うことは不可能	  (中心部はsinkなどに置き換えて回避)	

さらに、自己重力流体、磁場、輻射、化学/核反応などさまざまな物理過程が効く	

大質量星 (>10M8)	
Ø	  	  OB型星:	  極めて少数。最大150M8	  まで（これ以上はなぜかない）	  Ø	  超新星爆発,	  電離領域膨張などのfeedbackにより星間物質循環を支配	  	  Ø 数が少ないので観測が難しい	  →	  形成過程はじめ、いろいろ謎	  Arches星団と	  そのIMF	  

生まれたばかりの大質量星が周囲のガスを	  電離して吹き飛ばしている様子@LMC	大質量星の形成問題	
星形成の基本シナリオ	
①分子雲コアの	  	  	  	  	  重力崩壊	

② 原始星の形成、	  原始星への質量降着	

③ 降着の終了と	  星の誕生	  輻射圧障壁： 後期段階(質量降着期)に原始星へのガス降着	  が輻射圧バリアにより跳ね返されてしまう	大質量星形成の問題点	
大質量星には ”barrier”	  がある	輻射圧バリア
降着流中のダストにはたらく輻射圧により降着が止められる	
星からの輻射（opt.,	  UV)の大半がダスト破壊面	  で一度に吸収	
輻射圧：	

ラム圧：	

速度：u	  密度：ρ	IR	  降着できる条件：	
opt,	  UV	  これと連続の式を用いて	星	

光度：L	
ダスト破壊面	バリアを破るには	
低質量星の場合の降着率：	

：降着率	  

降着率と星の上限質量	

バリア突破	

ただし、降着率が大きければ	  問題ない	

そもそも大質量星形成の時の	  降着率はこの値でよいか？	

通常の値	  

これではバリアを突破できない	

形成可能質量	
Wolfire & Cassinelli (1986)

観測は大降着率を支持 	
v 大質量原始星への降着率を観測的に見積もる	Ø Infall	  mo)on	  	  (e.g., Sollins et al. 05, Beltran et al. 06)	  	  	  	  	  	  分子輝線/再結合線 proﬁle	  ⇒ infall	  mobon	  	  	  	   		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  ⇒ 降着率	

大降着率（＞10-­‐4M8/yr) を示唆	v 初期条件を観測的に探る	
Bontemps	  et	  al.	  10	大質量分子雲コア	  	  (Mcore	  >>	  Mjeans)	  	  (c.f.	  低質量星形成:	  Mcore~Mjeans)	

mm波=低温ダスト観測	数値simulationの進展
17.5	

Time (kyr)	

25.0	

34.0	

47.1	

edge-­‐on	

観測される大質量ガス雲が初期条件
4000	  AU	pole-­‐on	

Krumholz et al. ’07, 09: ３次元輻射流体計算

大質量ガス雲	  (100M8,	  20K,	  0.1pc)	  	  O型星どうしのbinary	  (41.5M8	  +	  29.2M8)	
降着率の時間進化	10-­‐3	  M8/yr	55.9	

大降着率	  +	  非球対称降着で輻射圧問題なし	

Simulationもよいが。。	
Our	  strategy:	  より小スケール(<10AU)に特化。	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  星内部構造を解いて進化計算	

TH & Omukai 09 	

Ø 降着率が大きいと原始星の半径大	  (>	  100R8),	  ZAMSに達する質量大	  Ø 	  大半径→低Teﬀ	  :	  観測的特徴を予言,	  観測とも合致	  (Orion	  KL)	  Yoshida+03	

宇宙にはじまりがある以上、いつかどこかで	  宇宙最初の星(天体)が生まれたはずである	  	  いつ、どうやって最初の星が生まれたのか？	  
一体どんな星だったのか？	  	  A “well-defined” problem 	
ダークマターの大規模構造	  CMB	  →	  初期宇宙密度ゆらぎ	  “Cradle”	  of	  the	  ﬁrst	  stars	

the	  standard	  cosmology	  	  predicts	  when	  and	  where	  the	  ﬁrst	  stars	  would	  form	  v Large-­‐structure	  forms	  via	  	  	  	  	  	  	  gravitabonal	  instability	  星形成	  プロセス	  	  v Evolubon	  of	  baryons:	  	  	  	  	  	  gas	  dynamics,	  chemistry,	  	  	  	  	  	  radiabve	  processes…	

宇宙初代星	

初代星形成の前期段階 	
ダークハロー中巨大ガス雲	  (〜1000M8）の重力崩壊	

吉田、大向、Hernquist (2008),	  Science	
数値シミュレーション

密度分布の射影図	c.f.)	  	  銀河系	  	  	  1M8程度のガス雲	  重力崩壊	

拡大	

密度分布の	  時間発展	初代星原始星：〜0.001太陽質量	銀河系との違い 	
temperature	  :	  T	  (K)	銀河系のときの冷却過程：ダスト熱放射。しかし金属量=0だとダストが存在しない。	  
かわりに水素分子の回転-­‐振動励起輝線により放射冷却する	

H	
冷却線
輝2分子	冷却トス
ダOmukai	  00	number	  density	  :	  log	  n	  (/cc)	

水素分子輝線はT<200Kでは励起されない。高温のまま収縮	  何太陽質量の星ができるか 	
ハロー中のガスコア重力収縮 ⇒原始星への質量降着	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (前期段階)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (後期段階)	

拡大	

最終質量は降着が	  いつ終わるかで決まる。	

後期段階の進化 	予想される降着率：	
星の寿命(~Myr)間、降着が続いた場合	   ⇒M*	  〜 1000M8	  	（もとのガス雲の質量）	

ダストなし ⇒ 輻射圧障壁なし	
全然別のUV	  stellar	  feedbackが効く (e.g.,	  McKee	  &	  Tan	  08)	  電離領域の形成	  	  +	  	  	  星周円盤の光蒸発	  	  →	  	  M*	  〜 150M8? 	  

It	  has	  been	  postulated	  that	  the	  ﬁrst	  stars	  were	  very	  massive	  (>	  100	  M8) 	

60000	  AU	

Cosmological	  inibal	  sezng	  (data	  from	  Yoshida+09)	

log	  T	

Hosokawa+11	  Science	星への降着率 	  (M8/yr	  )	星の成長No	  Feedback	With	  Feedback	星質量	  (M8)	
Ø UV光feedbackの為に大幅に降着率が低下する
Ø この場合、星質量〜45 M8で星への降着が止まる
これまで信じられてきたような超大質量星にはならない

観測との一致
系内金属欠乏星の組成分析	  →	  初代星質量の観測的制限 	
初代星が死を迎えたときの	  超新星爆発	

このガスから誕生した星には	  初代星で作られた元素比率が残る	  星内部で作られた	  元素がばらまかれる	

元素比率を観測	  →	  初代星の質量を推定	

観測は初代星は太陽の20-­‐40倍であったことを支持	  	  超大質量星だと矛盾していたが解決	  歴史はくりかえす:	  Now	  &	  Then	
今後は銀河系の星形成研究がたどったように、より現実的(+3D、磁場etc.)、	  長期間、高解像度の数値シミュレーションがすすむと思われる。	
3D流体計算+化学	

3D輻射流体計算+化学	

3D磁気流体計算	

Greif+(2013他)：前期段階+10年	   Stacy+12,	  Susa+13：後期段階	  輻射feedbackで降着抑制	
超高解像度、sinkなし	  円盤が分裂して小星団ができる	

町田+08他：前期段階	  磁場駆動でou<low噴出	しかし、観測が殆どないなか、無限に詳細化し続けることにどれほどの意味があるか。。	

別の切り口	ビッグバン	v 初期宇宙	  (Z=0)	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  典型星質量	  ~	  数10-­‐100M8?	  	  	  	  	  	  -­‐	  大質量星形成：UV光feedback	  Pop	  III星	

金属量	  (0<Z<Z8)の宇宙	  	  観測	transibon(s)?	  	  -­‐	  典型星質量	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  大質量星形成:feedback	v 銀河系	  (Z=Z8)	  	  	  	  -­‐	  典型星質量	  ~1M8	  	  -­‐	  大質量星形成:	  dust輻射圧のfeedback	  	  銀河系	

金属量の増加とともに星形成modeがどのように現在の姿に近づくか?	  	  特に初期宇宙でdominantと思われる大質量星の形成過程が重要	  観測的にはまずこちらから	  	  ALMA / TMT	TMT	初代星	矮小銀河	  I	  Zwicky	  18	

宇宙再電離	

LMC		  Ø 初代星をはじめ、大質量星は初期宇宙では主役	  (おそらく数で多数派)	  Ø 宇宙再電離、重元素汚染、ガンマ線バースト前駆体….	  
Ø 現行/将来観測計画(ALMA,TMT)の主要ターゲット	  	  近傍低金属量環境 (マゼラン雲、矮小銀河)	  ではこれまで銀河系でしか	  できなかった、くわしい星形成過程の観測が可能に	  まとめ 	
銀河系星形成 	  初期宇宙星形成 	  +	  結構似ている点とだいぶ違う点の両方があるが、使う物理は	  	  	  	  	  殆ど共通	  	  +	  銀河系低質量星形成	  	  >	  銀河系大質量星形成	  >	  初代星形成	  	  	  	  の順に成熟	  (歴史が長い)。	  	  	  	  	  より成熟度の高い分野の歴史を見れば、より若い分野が	  これからどう発展するか参考になるであろう	  (歴史から学ぶ)。 	  	  +	  中間の環境(0<Z<Z8)は未踏のまま残されている	  Addibonal	  pages	初期宇宙 	10-­‐100M8くらいの星が主役 (初代星/PopIII星)	
Ø宇宙再電離、重元素汚染、ガンマ線バースト前駆体…	  Ø	  遠方銀河の観測は大質量星起源の放射を見る	
宇宙初代星	  	  (PopIII)	  宇宙再電離	

ガンマ線	  バースト	  大質量原始星の進化	
Our	  strategy:	  より小スケール(<10AU)に特化。	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  星内部構造を解いて進化計算	

TH & Omukai 09 	Ø 降着率が大きいと原始星の半径大	  (>	  100R8),	  ZAMSに達する質量大	  Ø 	  10-­‐3M8/yrのときは初代星形成のときの原始星進化とむしろ似ている

銀河系との違い 	
Cooling	  func.	

Zero	  metallicity	  (NO	  metal	  and	  dust)	  :	  	  diﬀerent	  thermal	  /	  chemical	  processes	(	  e.g.,	  Palla	  et	  al.	  83,	  Galli	  &	  Palla	  98	  )	← ガス冷却過程	  H2	  line	  cooling	  at	  T	  <	  10000	  K	  	  	  	  	  	  	  	  (	  CII,OI,CO,	  dust	  cooling	  etc.@	  Galaxy	  )	  	  -­‐	  	  H-­‐	  channel	  :	  e	  catalyst	  	  ( n < 108cm-3 )H2	  formabon	 	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  H	  +	  e	  è	  H-­‐	  + γ, H-­‐	  +	  H	  è	  H2	  +	  e	  -­‐	  ３-­‐body	  reac)on ( n > 108cm-3 ) 	  3	  H	  è	  H2	  +	  H	  (	  formabon	  on	  dust	  grain	  surface	  @	  Galaxy	  )	  	研究の手法 		  直接数値シミュレーション	  	  原始星ははじめ0.01M8で誕生。その後ガス降着により質量増加	  中心星の進化、星からの輻射と降着ガスのダイナミクスを同時計算	  輻射流体計算	  (多次元)	  +	  流体	  +	  自己重力	  +	  化学反応	  +	  	  輻射輸送	  (振動数依存)	  星への	  星光度	   	  	  	  	  	ガス降着率	輻射温度	

原始星進化計算	  +	  4	  stellar	  structure	  eqs.	  
+	  質量降着	  +	  核反応、対流 	金属量依存性
Mass-Radius Relationlog R* (R8)	

Z=0	

Z=Z8	

10-­‐3M8/yr	  10-­‐5M8/yr	  log	  M*/M8	

金属量が低い方が -­‐	  早くK-­‐H収縮が始まる ← low	  opacity	  -­‐	  より小さい半径でZAMSに至る