細川 隆史（国立天文台)OUTLINE
1. 問題点と現状
2. 今後の展望
30 doradus @ LMC

2008.12.16 理論懇sympo@国立天文台

大質量星の形成は、低質量星（太陽程度）の形成過程と比べていまだ発展途上の分野である。
まず、積年の問題と、近年のこの分野の進展について紹介します。
形成最初期の大質量星(観測）* 輻射圧障壁の問題* 観測： 低質量星形成との違い* A paradigm：
超音速乱流コア→ 大降着率

Motte et al. ‘08

大質量星¾ UV輻射、超新星爆発などfeedback : 星間空間へのenergy input¾ 重元素の合成サイト¾ 始原星（Pop III星）, GRB前駆体との関連性

形成シナリオ未確立 (特にO型星: > 20M)星形成の標準シナリオ (太陽質量)①分子雲コアの重力崩壊② 原始星の形成と原始星への質量降着③星風などのフィードバック
による降着の終了④原始惑星系円盤から惑星形成へ

質量降着期の降着率：

大質量星形成の問題点
大質量星には ”barrier” がある輻射圧障壁
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Strength of the barrier
低中質量星の場合の降着率：

降着率と星の上限質量

これではbarrierを突破できない
もちろん、球対称でなければ問題は軽減される (e.g., Nakano ‘89)

降着可能な領域

輻射：極方向へ逃がす
ガス：円盤中で遮蔽が、そもそも大質量星形成の時の降着率はこれでよいのだろうか？

Wolfire & Cassinelli (1986)

降着率の観測
大質量原始星への降着率を観測的に見積もる

Sollins et al.05¾ Infall motion (e.g., Sollins et al. 05, Beltran et al. 06)
分子輝線/再結合線 profile ⇒ infall motion⇒ 降着率¾ core SED fitting (e.g., Osorio et al. 99, Kumar & Grave 08)
大光度IR源のSED (観測) + コア内部の輻射輸送計算 (理論)
⇒ 降着率 (model parameter)¾ Outflow rate (e.g., Beuther et al. 02, Zhang et al. 05)(降着率) ~ a few × (質量放出率) ⇒ 降着率

ほぼ全て大降着率（＞10-4M/yr) を示唆

大質量 星なし分子雲コア
mmで放射IRで吸収星形成まだ

It is important to probe
massive starless cores
なぜなら降着率は元の分子雲コアの熱状態を反映するから

質量: ~ 102-3 M
半径：~ 0.1pc
線幅：~ 1 km/smm, IR両方で放射星ができている

Motte et al. ‘08
Image : 中間赤外線（星で暖められたダスト）
contour: mm波（低温ダスト）“超音速乱流コア”
低質量星を作る分子雲コアと大きく異なっている ;質量: ~ 1 M
半径：~ 0.1pc
線幅：~ 0.1 km/s

大降着率説(e.g., Nakano ‘00, McKee & Tan ‘02)

• 超音速乱流コア を初期条件とする• Cs → Vturb により大降着率が予想• 降着流のラム圧により、輻射圧障壁を乗りこえる超音速乱流コアcollapseの輻射流体計算 (Krumholz et al. ‘07)の大降着率

10-4M/yr
2M (M sun)46

輻射流体 simulation
zoom inKrumholz, Klein & McKee, ‘07- 3次元- adaptive mesh refinement- 輻射 : gray FLD近似

time- 磁場なし超音速乱流コア
自己重力円盤を通じた
rapid mass accretion
O型星のmass rangeでも降着は止まらない大質量星の形成は、(分子雲コアcollapse) ⇒ (質量降着) という流れであっても、その様相は低質量星の場合と大きく異なることがはっきりしてきた。さらに今後どのような展望が考えられるだろうか？
銀河系の最大質量星：Pistol star

* 大質量原始星の進化* どこまで重い星ができればよいか？
* 始原星形成との関係とALMAA “target”
Krumholz, Klein & McKee, ‘07“Protostar”,
but just “sink” in simulations- ガス：in-going, 輻射：out-going- Sink内部はtime stepを非常に短く取る必要があるため星内部およびごく近傍の物理過程はほとんど調べられていない：¾ 原始星進化¾ outflow噴出¾ 近接連星形成

Our Approach
大降着率のもとで原始星の進化 ( e.g., 半径, 光度) がどうなるか原始星の構造を解いて調べる ( Hosokawa & Omukai ‘09, ApJ, in press )Basic eq.： 4 stellar structure eqs.
降着流Continuity :降着衝撃波

Momentum :Energy :Heat transport :原始星

外部の定常降着流とshock条件で接続

gas photosphere• 降着率一定：

原始星進化：降着率の依存性
星質量－半径 関係

log R* (R)

: no D

10-3M/yr
10-410-510-6log M* (M)

降着率が大きいと、 - 同質量で原始星の半径が大きい- 主系列に達する質量が大きい.

Why large R* with high M?
星内の典型的密度、圧力：
単原子理想気体の単位質量あたりエントロピー：s(同一質量で) エントロピーが大きいと半径が大きいShockSupersonic flow

エントロピー生成 @ Accretion shock
降着率大t_acc << t_cool @post-shock
Subsonicflow

Radiation

降着率大 → エントロピー大 → 半径大主系列星の最大質量どこまで重い星ができればよいか？
¾銀河系の最重量星: Pistol star~ 150 M
¾ IMF cut-off
十分若い大質量星団 (>104 M )でも、150 M 以上の星が無い（Salpeter IMF下ではもっとあるはずだが）(e.g., Weidner & Kroupa ‘04 : R136
Figer ‘05 : Arches cluster

Arches cluster
なぜか 150 M程度より重い星はできないようである。
c.f. ) pair-instability SN : 140 M-260 M)（準）エディントン光度限界
さらに大降着率下での原始星進化log R* (R)

限界降着率：
3×10-3 M/yr

log M* (M)

• あまりにも降着率が大きすぎると、途中で急激な膨張に転じる• (原始星全光度: L* + Lacc) ~ (エディントン光度) のため• 前主系列の星には約60Mで質量の上限がある

主系列星と前主系列星の最大質量各降着率下での零年主系列の位置+ 準エディントン光度限界

原始星進化

主系列に達する為の最大降着率： 3×10-3 M /yr
主系列星 MAX.

前主系列星 MAX

質量降着率：log M (M /yr)

準LEdd限界輻射圧限界

星質量：log M* (M)

この時の進化が最大質量を与える。
前主系列星 ： 約60M
主系列星 ： 約250M

始原星形成：宇宙最初の星形成
Yoshida et al. 06 ダークマターハロー中のガスコア重力収縮
3D simulation
密度分布の射影図（ｚ～１９）

降着率の時間進化

Zoom in10-3M/yr

もともとのガスが高温のため（~1000K)、降着率が大きい超音速乱流コア（現在）で予想される降着率と、偶然同程度

金属量とfeedback過程
降着を止め得る過程が金属量によってどのように変わるか？
¾銀河系の星形成 (Z=Z)
ダストにはたらく輻射圧が降着を止めるのに非常によく効く。 (Wolfire & Cassinelli 86他)

¾始原星形成 (Z=0)
ダストなし⇒輻射圧barrierなし- 元のガス雲全部降り積もるまで止まらない：M*~1000M
- 電離領域形成による円盤蒸発で止まる：
M*~100M (e.g., McKee & Tan 08）

星の最終質量を決める上で極めて重要
これからの課題

Toward ALMA
大質量星なしコア

LMC• 分解能：0.1-0.01 arcsec → 0.02pc 以下 @ マゼラン雲 (0.1Z)• 大質量星なしコアの内部構造：
超音速乱流コア ⇒ 大降着率 説の検証
• 金属量などの環境の効果 も調べることができるSummary
1. 大質量星形成の問題点と現状* 輻射圧障壁問題： いかにして突破するか長年の問題
standardな降着率では足りない* しかし、そもそも大質量星形成は低質量星の形成過程とは違う。
観測 ⇒ 異なる 初期条件（乱流卓越）、降着率（大）* これら観測事実を結びつけるシナリオとして、超音速乱流コアを初期条件とする大降着率説が提唱された。

2. 今後の展望* 原始星進化： 降着率が大きいとやはり異なる。
非常に大半径 (100R) ⇒ 輻射温度 低* 最大質量問題： 無限に重い星ができてもいけない (≦ 150 M)
原始星進化の重要性 ← 準Eddington限界* 始原星形成との関係とALMA : to be studied

Supplement Pages

Massive Turbulent Core : Fragmentation?
σ∝L1/4σ∝L1/2

Turbulent massive coreで本当に大降着率の大質量形成が起こるか？
Dobbs, Bonnell & Clarke ’05• 3-D SPH simulation• barotropic E.O.S• sink particle

0.02 pc

Supersonic turbulence⇒ shock dissipation で分裂⇒むしろ星団
個々のprotostarの降着率：10-5M/yr程度
13 stars

14 stars3-D RHD simulation
Krumholz, Klein & McKee, ‘07
3-D RHD + sink particle (mesh法)
原始星からのfeedback(輻射)込み
Not barotropic approx.

原始星からの輻射で温度↑→ Jeans mass↑
分裂は抑えられる。
大降着率OK ~ 10-3 M/yr

合体説は？
合体が効くために必要な星密度： 108 stars/pc3 (Bonnell et al. ’98)
Galactic Densest Cluster : W3 IRAS5 (embedded)
NIR image in W3 region

W3 AW3 B
IRS5Megeath et al. ’05; imaging by HST

106 stars/pc3
ガスがあるともっと低い星密度でも効く？(Stahler et al. ’00)

Evolution track in H-R diagram: 10-3M/yr: 10-4: 10-5
: 10-6log Teff (K)
大降着率では主系列のより上部を通り、大質量で主系列に至る

Opacity decrease
Density profile
Profile of ρT-3.5

Temperature profile

主に星質量が増えた時の星内部の温度上昇により、opacityは減少する。

低降着率下での原始星進化.
中心からの距離 ： log R (R)

内部構造 ： M=10-５M/yr

①

②③ ④

星質量 ： log M* (M)

① はじめゆっくり膨張 ⇒ ② 急激に膨張⇒ ③ 収縮 ⇒ ④ 水素燃焼 （主系列）.

Sign of high M? ③
1×10-3M/yr

log Lbol (L)log Teff (K)

3×10-3M/yr
6×10-3M/yr

5500 K

40000 Llog M* (M)

Difference of outer boundary
Shock boundary condition

Photospheric boundary condition
Supersonic flow

photosphere
Accretion
disk

Accretion flow structure is solved,
and connected with the protostar
by the shock jump condition

High influx of entropy

Gas softly accretes to the protostar
through the disk. Flow structure is not
solved, but ordinary photosphericboundary is adopted.

Low influx of entropyEffect of different boundaries
inner structure.

M=10-3M/yr[Shock boundary]log R (R)[Photo boundary]stellar mass ： log M* (M)

110log M* (M)

Early evolution (< 10M) is different, but similar at M>10M;- maximum stellar radius of ~100 R- arrival to the ZAMS at ~ 30 MD-burning with photo b.d.
Mass-radius relation.

log R* (R)

M=10-3M/yr
Switching-off D-burning!

stellar mass ： log M* (M)

D-burning as well as propagation of the luminosity wave
contribute to swelling of the protostar.