分子雲コア	
星周円盤、ガス惑星の形成	

町田正博 (国立天文台)、犬塚修一郎(名古屋大)、松本倫明(法政大)星形成領域の観測	

2/38

Taurus star forming region

名大のHPから	

星形成領域での数多くのアウトフロー	
星団形成領域
NGC1333 (Spitzer)

3/38

NGC1333 (320 pc)
赤外観測〜150個の原始星
緑の筋がアウトフロー orジェット	

NGC1333	  Star forming region
NGC 1333
Spitzer Space Telescope

星形成の研究	
星・惑星の形成後	星の初期条件	

初期条件	
Alves et al. (2001)

4/38

?

Molecular Cloud

星形成過程

Observed

Not Observed!!

結果	
darkcloud

アウトフロー	

To MS star

原始星(連星)ジェット	

Observed

濃いガス雲の内部を直接見通せない	理論・数値シミュレーション!

星形成過程での様々な現象	

5/38

Protostellar Jet!
HST

Girart et al. (2006)

Mayama et al. (2010)

Magnetic Field!

Proto-Binary & Disks!

Molecular Outflow!

Circumstellar Disk& Planet!
Velusamy et al. (2007)

Kalas et al. (2008)

低質量星の形成過程	

6/38

ガス収縮段階(前期段階)
原始星形成前	~104-6 yr
Molecular cloud core

原始星形成後	
主降着期(後期段階)~10-103 yr
First adiabatic core~104-5 yr

Protostar~106-7 yr
Circumstellar Disk
To TTauri, MS

ガス収縮段階のガスの熱進化	

7/38

Larson(1969), Winkler & Newman (1980), Tscharnuter(1987), Masunaga & Inutsuka(2000),Whitehouse & Bate(2006), Stematellos et al.(2007), Bate (2010), Tomida et al.(2010)

Schematic View of the Protostar Formation
Thermal evolution

104

in the collapsing gas until the protostar formation
Protostar formation
Molecular cloudT (K)103

Temperature

Dissociation of H2102

10

First adiabatic core formation

Gas temperature

Masunaga & Inutsuka (2000)

n (cm-3)
105
104

Density

1010

1015

1020

100

10.1

Spatial Scale (AU)

原始星誕生直後	
Two Nested Cores

Protostar(~0.01AU)First Core(~1-100AU)

8/38

理論：２種類の取り組み	

9/38

ガス降着段階	(降着段階)

ガス収縮段階	(前期段階)
Mps ~10-3Msun

Mps ~1Msun

ガス降着	

重力収縮	Class 0Class I

Class IIIClass II

アウトフロー駆動	
円盤形成	計算開始	

1. ガス収縮から原始星形成の研究	
適切な境界条件 ◎円盤の形成 ◎進化 ○ or △
長時間進化 △惑星形成	???

計算開始	

2. 円盤を初期条件とした研究	
適切な境界条件 ×

困難：広範な空間スケール(105-10-3 AU)！	

円盤の形成 ×
円盤の進化 ◎ (or ×)
長時間進化 ◎10/38星形成過程での深刻な問題	
角運動量・磁束問題
ジェット・アウトフロー駆動問題

前期段階	

連星形成問題円盤(惑星)形成問題
アウトフロー・ジェットの長時間駆動
星形成率と星の質量の問題	

後期段階	

円盤形成を調べるためには	星周円盤は、分子雲コアの角運動量によって形成
分子雲コアからの計算: 広範な空間レンジを解像
分子雲コア：~105 AU, ~104 cm-3 ⇔ 原始星:~0.01AU, ~1021 cm-3

分子雲コアからのガス降着により円盤が成長長時間計算： それぞれの天体の異なるタイムスケール
原始星 ~day, 円盤 ~yr, 分子雲コア ~107yr
分子雲コアからのガス降着が終了すると円盤の成長も止まる磁場の影響も重要磁気制動による角運動量輸送、磁場の散逸
円盤形成条件と密接に関係	

11/38

広範な空間スケールと調べるために	

12/38

3D (Resistive M)HD Nested Grid Code
多層格子法：広範の空間スケールを任意の解像度で計算可流体：(Resistive M)HD 方程式 + 自己重力
分子雲コアから円盤へのガス降着終了まで計算


空間10桁 (1019 cm〜109 cm), パーセク〜太陽半径まで

 密度コントラスト20桁 (103 cm-3~1023 cm-3)

同時刻、異なる空間スケール	

初期設定	

Rotation Axis

 Nested Grid: (128, 128, 16)
・L=1: ~105 AU, Δx= 781 AU
・Lmax=12: 70 AU, Δx= 0.5 AU

 Sink:r<1 AU and n>1013 cm-3

Magnetic Field Line

 球対称、平衡ガス球 (Critical BonnorEbert Sphere)+ Rotation
 パラメータ: β (回転エネルギー)
β=Erot / Egrav

Ω0Ω

L=4B

13/38

Rotation Axis

Bonnor-Ebert Sphere
Bonnor-Ebert Sphere44.6x104600
AU AU

Molecular Cloud core

ガス球のサイズ: 4.6x103 AU
質量： Mtot =0.75 Msun

14/38基礎方程式とSink cell(Resistive M)HD 方程式

ガスの温度進化	

Masunaga & Inutsukaを用いて バロトロピック近似	

原始星(sink cell)の条件:以下の条件を満たしたガスを取り除いて、中心星の重力ポテンシャルに加える
r<1 AU(first coreを十分分解する条件)

n>1013 cm-3 (n>1013 cm-3ではほとんど分裂なし、全て星になる条件)

磁場の散逸:Resistivity ηの見積り	
弱磁場	BB
B

ResistivityOhmicdissipation

Well-CoupledCloud

弱電離プラズマ	WellCoupled

Magnetic Reynolds number

強磁場	15/38

Protostar

Nakano et al. (2002), Machida et al. (2007)低密度(n < 1012 cm-3): 電離度は低い(<10-6)が τff > τcol ⇒ well-coupling中間密度(1012 cm-3<n<10 15cm-3): 電離度がさらに低下 ⇒ オーム散逸 ⇒ decoupled (磁場散逸)高密度(n>1015 cm-3)： メタルの一部がイオン化 ⇒ 電荷が上昇 ⇒ well-coupling前期段階：原始星形成までの計算	

16/38

分子雲コア	

等温収縮	

ファースト
コア形成	

断熱収縮	

nc=104 cm-3

nc=109 cm-3

nc=1011 cm-3

nc=1013 cm-3

nc=1015 cm-3

nc=1017 cm-3

nc=1021 cm-3

nc=1022 cm-3アウトフロー	

磁気散逸	

第二収縮	

原始星形成＆ジェット	

後期段階の計算：3種類の計算	
1.磁場なし、sinkなし
 原始星を分解: ~105AU ‐ 0.001AU
 短時間の計算: 原始星形成後、~3年間
 初期円盤形成過程を調査

2.磁場なし、sinkあり
 原始星は分解しない: ~105AU ‐ 0.1AU
 ファーストコア(~1-100 AU )を分解
 長時間進化を調査：原始星形成後 ~105 yr

3.磁場あり、sinkあり
 磁場の効果を調べる
 ~0.1AUまで分解、原始星形成後 ~104 yr

17/38

基本的には、前期段階の計算を長時間実行する	18/381.磁場なし、sinkなしの計算	原始星を分解: ~105AU ‐ 0.001AU
短時間の計算: 原始星形成後、~3年間
初期円盤形成過程を調査

回転なしの分子雲コア	

β0=0ファーストコアは、原始星形成後約1年で中心星に落下n~1011 cm-3でガスが断熱的に ⇒ 断熱コア(ファーストコア)の形成n>1016 cm-3でH2が解離(吸熱反応) ⇒ ファーストコアの中心部が崩壊(second collapse)
原始星形成 ⇒ 残骸ファーストコアのガスが原始星に落下	

19/38

非常に弱い回転の分子雲コア	
分子雲の観測の下限値と同等の回転エネルギー	

β0=10-420/38

β0=10-4 -0.07(観測)ファーストコアは、ある程度回転で支えられている(ガス圧力も無視出来ない)
H2解離によるsecond collapse ⇒ 落下ガスがスピンアップ、原始星の周囲に
Kepler 円盤(inner disk)

弱回転モデルの時間進化	

21/38

原始星形成後、約3年でinner diskとファーストコアが合体して、単一のKepler円盤を形成	弱回転モデルの半径方向の物理量	

22/38

vr

密度	vφ	|v r / vp|

観測と同程度の回転を持つ分子雲コア	
原始星形成前に既にKepler円盤(Kepler 回転するファーストコア)

23/38

β0=10-3

最も現実的なモデル
原始星は、Kepler円盤の中で誕生Kepler ファーストコア中で密度が徐々に上昇⇒原始星の誕生最初から単一の円盤	
原始星形成前	原始星形成後	原始星直接計算のまとめ	

24/38

ファーストコアが直接星周円盤(Kepler円盤)になる
従来は、原始星形成直後に星に落下して消滅すると考えられていた
実際には、回転によって支えられて星周円盤へと進化質量:~0.01 Msun, サイズ：1-10 AU 原始星よりもmassive, 突然~10AUの円盤の出現
原始星は、円盤の中で誕生(古典的描像と大きく異なる)ファーストコアサイズを分解すれば、良い	Classical Picture
Shu, Adams & Lizano (1987)

25/382. 磁場なし、sinkあり	
原始星は分解しない: ~105AU ‐ 0.1AU
ファーストコア(~1-100 AU )を分解
長時間進化を調査：原始星形成後 ~105 yr

結果：異なるβ0と円盤	
高速回転	 β0=10-226/38

普通の回転	 β0=10-3

β0=10-4
低速回転	Massive disk

Massive disk?

Less massive disk?

Gravitational unstable

Marginal stable?

Gravitational stable?

Gas planets (~8MJ)

Spiral PatternNon-axisymmetric disk

M* = 0.03 Msun (final)M* = 0.18 Msun (final)M* = 0.31 Msun (final)Mdisk = 0.13 Msun (final)Mdisk = 0.05 Msun (final)Mdisk = 0.02 Msun (final)27/38
平均的な回転を持つ分子雲コア中での円盤進化	

t=-277 yr(原始星形成前)

t=1763 yr

β0=10-3原始星形成前に円盤構造時間と共に、薄い円盤に進化

100 AU

分裂はしないグローバルなスパイラルパターンが効率的に角運動量を輸送するため	t=1.2x104 yr

1000 AU

t=4.6x104 yr

円盤質量と不安定性	

28/38

主降着段階の終わりまで、円盤質量 > 原始星質量つまり、円盤は重力的に不安定
しかし、分裂はしたり、しなかったり
早期段階では、Jeans長よりもサイズが小さいため安定後期段階では、グローバルなスパイラルが効率的に角運動量輸送すると分裂なし	

Sinkあり、磁場なし計算まとめ	

29/38

主降着期(原始星形成後 ~104-105 yr)に、~1 AUから~100-300 AUまで円盤が成長円盤質量が原始星質量を卓越
分裂条件
グローバルなスパイラル構造が発展するまでに分裂するかグローバルなスパイラルが出来ると効率的に角運動量輸送して分裂を抑えるしかし、円盤はmassive (>>0.1 Msun)この後の段階で分裂するだろう(coolingの重要性)

30/38

3. 磁場あり、sinkあり	
原始星は分解しない: ~105AU ‐ 0.1AU
ファーストコア(~1-100 AU )を分解
長時間進化を調査：原始星形成後 ~104 yr磁場の効果を考慮(Ohmic dissipation)
最も現実的なモデル

円盤中でのガス惑星形成と落下	

31/38

グローバルスパイラルは現れないMagnetically inactive zone
(項面密度領域)で面密度が増加分裂⇒惑星形成
惑星の摂動により角運動量輸送、中心星へのガス流入
惑星と円盤との重力相互作用
により中心星へ落下高密度領域で角運動量輸送
メカニズムが無くなる
面密度が再び増加
第二世代の惑星形成へ	再帰的惑星形成	

32/38

分裂 ⇒ 惑星形成 ⇒ 落下 ⇒ 円盤質量増加⇒分裂 ⇒ 惑星形成⇒落下・・・	

９世代にわたる惑星形成
最後の世代は生き残った
円盤質量は自己調整される	再帰的惑星形成(分裂)のメカニズム	
円盤を上から見た図	

33/38

Magnetically Active zone
低面密度領域 ⇒ 磁場と中性ガスがカップル
円盤は、磁気テンション+遠心力(圧力)サポート

Sub-Kepler

磁気制動による角運動量輸送 ⇒ 分裂なし

強磁場	Kepler効率的に内側にガスが流れるグローバルスパイラルの成長を妨げ	

弱磁場	

原始星	

Magnetically Inactive zone

~1-10 AU

高面密度領域 ⇒ 磁場と中性ガスがデカップル外側からのガス流入により、さらに面密度の上昇
磁気制動による角運動量輸送なし~100 AU円盤は、遠心力サポート(Kepler円盤)グローバルスパイラルの成長は妨げられる←外側のactive zoneでスパイラルが発展しないため
角運動量が輸送出来ない⇒さらなる面密度の増加
分裂	

円盤中での磁場強度の違いが分裂を促進	

34/38

プラズマβ=ガス圧／磁気圧	

Magnetically active or inactive zone

第一世代惑星形成後	

35/38

円盤を上から見た図	惑星が円盤の内側をかき乱す
低面密度、強磁場	角運動量輸送、重力散乱
低面密度に ⇒ 磁場と中性ガスがカップリング

高面密度、弱磁場	

磁気制動による角運動量輸送⇒惑星落下後の分裂を抑制	惑星が円盤の外側からのガス降着を妨げる
面密度の増加 ⇒ 磁場の散逸角運動量輸送機構がなくなる
分裂 (第二世代以降の惑星形成)

比較的低面密度、ある程度強い磁場	

低面密度領域、磁気制動による角運動量輸送
ガスを内側に輸送 ⇒分裂なし	

原始星のaccretion luminosityで惑星軌道を同定？	 36/38
accretion luminosity

質量降着率と惑星の軌道	

本質的に円盤は重力不安定になる	
前期段階	

犬塚、町田、松本(2010)

後期段階	

原始星の誕生	

37/38

まとめ	

38/38

星形成後期段階の円盤形成とその進化を調べた
円盤は、(原始)星形成前から存在する
原始星は、(Kepler回転する)1-10 AUスケールの円盤中で誕生
星は誕生した瞬間には円盤を保持している
原始星形成後、~104-105 yrで星周円盤は、~100 AUまで達する
主降着段階では、原始星質量よりも星周円盤の方が重い
磁場の効果でグローバルなスパイラルパターンが抑制されるMagnetically inactive regionにガスが蓄積して分裂が起こる
再帰的惑星形成により円盤質量は自己調整される
主降着段階のaccretion luminosityから惑星の存在と軌道を同定可能