次世代観測機器でせまる
星形成研究
大向 一行
（国立天文台 理論研究部）

協力していただいた方々••••

犬塚修一郎（京大）さま
岡本美子（茨城大）さま
神鳥亮（総研大）さま
西合一矢（NAOJ）さま• 酒向重行（東大）さま• 田村元秀（NAOJ）さま• 百瀬宗武（茨城大）さま

皆様どうもありがとうございました。

目次
1. 星の初期質量関数と分子雲
2. 星団の形成と散逸
3. 大質量星の形成

１．星の初期質量関数と分子雲提唱から５０年、SalpeterのIMF dN/dm ~ m-2.35はいまだに不動の地位を保つも、その起源は今もって不明。

星の初期質量関数（IMF）
Orion Trapezium ClusterのIMF• High-mass側でpower-lawで落ちる。
dN/dm~m-2.35(いわゆる Salpeter IMF)
• Peakが0.1-1Msunに存在し、それ以下では分布がflatないし減少となる。
Muench et al. 2002

Substellar Mass Function :Brown Dwarf Desert ?
見つかった伴星の数分布•••

Doppler shift法による伴星探しの結果、Brown Dwarf (0.010.1Msun)が少ない
長周期の伴星が受かっていない可能性がある。個々の星に分解して観測するのが必要。
すばるなど8mで1000個くらい観測すると本当かどうか確認可能

planetarycompanions

stellarcompanions

ここSantos et al. 2002 伴星の質量

星形成環境とIMF
Kroupa (2002)z あまり環境にはよっていないようである。
9 フィールドと星団で同じ。
9 大質量星形成領域でも同じ。
9 金属度にも依存している様子はみられない。

log(M/Msun)z しかしTaurus領域では異なる。
9褐色矮星すくない。
9大質量星もない。

Luhman 2000

IMFはユニバーサルか？
多数の若い星団の質量関数を調べる必要がある。
9 ガス、ダストに覆われている
9 Substellar天体は暗い
9 星団中心部は混雑

LMC中の大質量星形成領域

30DorのIMF

Î赤外線大型望遠鏡が必要

z 8mでも赤外線補償光学(VLT)近傍（1kpc以内）では褐色矮星まで全部見つかる

z JELT(30m)があれば、銀河全部(<10kpc)で可能。
LMCでも＜Msunまで見える。

9大質量側の冪は同じ
9~2Msunで折れ曲がり？
Sirianni et al. (2000)

IMFの起源
Taurus 分子雲 （13COによる観測）

水野ほか（1995）

赤：Tタウリ型星
黄：IRAS源• 分子雲 (104-6Msun; >102cm-3)• 分子雲クランプ、コア (1-103Msun; >104cm-3)分子雲、分子雲コアの質量関数
z分子雲自身、および分子雲内のクランプの質量関数は星のＩＭ
ＦよりフラットdN/dm ~ m-1.6
zダストで観測される高密度の分子雲コア(>106cm-3)の質量関数は星のIMFとよく似ている

どうやら分子雲コアの質量関数がＩＭＦを決めているようだ。

Motte et al. 1998

ALMAで探るコアの質量関数
ダスト連続波での観測
速度情報なし 本当に星になるコア？
• 輝線での観測 柱密度が不明、化学過程の影響
 両方で観測することによりコアの質量関数の質のよい情報が得られる。
•ALMAでは、
 近傍分子雲中では、substellar massのコアまで観測可能 遠方（銀河系内、マゼラン雲）の領域でも~Msunスケールの観測は容易にできる。
Îさまざまな環境下（輻射強度、重元素量、重力の強さ）におけるコアの質量関数と星のIMFの関係に対する理解が進む個々のコアの構造とその進化
コアから星への進化（理論モデル）• 理論的にはモデル化がなされている。
• 観測的には＞103AUス
ケールでの構造しか分かっていない。

増永＆犬塚 ２００１

コア構造の観測

Bok Globuleの減光観測• ダストからのサブミリ波放射ALMAができると、– 星団中のより混雑した領域も観測可能。
– インフォールなどの運動もラインで観測できる。

• ダストによる背景星の減光– 現在（JHK）の限界Av~50mag– Astro-F, Spitzer, SPICA, JWST 近赤外の長い波長3-5µm ではAv~200magまで観測可能– 30m 望遠鏡 限界等級、背景星増える

Î理論モデルとの詳細な比較が可能となる神鳥ほか（２００４）

コア収縮時の磁場の役割
z 磁場構造はダストの整列による偏光（典型的には数％ていど）を用いて調べられている。
z 分子雲全体程度の比較的大きいスケールでの磁場構造はすでに知られている。
z ALMAにより、より高密度領域の磁場構造も同様の手法で明らかになるであろう。
Îコア収縮の際の磁場の役割の解明につながる

分子雲中の磁場

Sunada et al. 1998 (NRO45m)

２．星団の形成と散逸
星のほとんどは星団中で形成されるが、ほとんどの星団はなぜか短命なようである。

星団の散逸• 形成された星団の大部分は若くして散逸してしまう。

星団の年齢分布– すばるの年齢（108年）まで生き残る星団は稀 (<10%)• 星形成によるフィードバックの結果、ガスが散逸し、重力的に束縛されなくなる

Lada & Lada 2003

ガス散逸の影響• ガスが瞬時に散逸するとすると（星形成効率）＞５０％でないと重力的に束縛されなくなる。

埋没星団 RCW38
光学– cf. 星団中での星形成効率 ~1030%• ガスがゆっくり(t散逸>tcross~Myr)散逸する場合は星形成効率がもっと低くともよい。
• どの段階、どれくらいの速さで散逸がおこっているか？

近赤外Alves

星団散逸現場を観測できるか？
星団中の個々の星の速度を明らかにする。
• 可視ー赤外線の高分散分光で、星のドップラーシフトを観測。多数の吸収線をもちいる(8m 赤外で~km/sの分光）。
• 星周円盤のラインを用いる（red-shiftとblue-shiftを平均して星の速度を求める）。周りのガスとの混同を防ぐためにサブミリ(ALMA)がよい。
Îどの段階、どの速さで星団が散逸しつつあるのかが分かりそれを通じて星団形成に必要な条件を知ることができるであろう。

球状星団の形成
zＨＳＴなどの観測により、Interactinggalaxies, starburst galaxies中に、若い球状星団とおぼしき天体が多数見つかっている。
zアンテナ銀河には1000個ほどの若い星団があって、そのうちのいくつかは106Msunくらいである(Super Star Cluster)。
これらは超巨大分子雲中で形成されている。

Wilson et al. 2000

球状星団も宇宙初期だけではなくて、十分な量のガスがあれば形成されるようである。

LMCの若い球状星団？
• LMCにはpopulous cluster とよばれる質量~104Msun, 年齢107-8yrの星団が存在

なんてんによる
LMCの巨大分子雲分布• LMC内の分子雲内の詳細な構造（ALMAで500-5000AUスケール）が明らかとなる。これらから、星団形成の初期条件を知ることができる。

名大 なんてんグループ

３．大質量星の形成

標準シナリオの確立した小質量星形成に対し、大質量星の形成過程はいまだ謎に包まれている。

大質量星の役割• 輻射、ＳＮによる分子雲へのフィードバック• 宇宙論的も重要– 重元素の合成サイト– 系外銀河の星形成率の決定– ガンマ線バーストのプロジェニター

星形成領域、銀河の進化に対してきわめて重要小質量星と違い、形成過程の標準理論が未開拓小中質量星形成の標準シナリオ

大質量星形成の問題点
標準モデルでの質量降着率~cs3/G=2x10-6(T/10K)3/2Msun/yr

降着率と星の上限質量１．形成時間問題
形成時間が星の寿命より長くなってしまう

２．輻射圧問題中心星からの輻射による降着流中のダストへの輻射圧が強くて降着できなくなる

３．形成場所問題
星団の中心付近で形成されている
Wolfire & Cassinelli (1986)

2つのシナリオその１ 大降着率説 (e.g., Nakano et al. 2000；McKee & Tan 2002)
高温分子コアのスペクトル
大きい乱流速度
強いアウトフロー
短いジェットの年齢〜10-3Msun/yr を示唆

その２ 合体説 (e.g., Bonnel et al. 1998; Stahler et al. 2000;
Portegies Zwart et al.)大質量星は星団の中心部（星密度大）で形成
Mass segregation, gas drag により合体しやすくなる

形成中の大質量星まわりの円盤
Chini et al. 2004
 いくつかの観測によると形成中の大質量星のまわりには大質量の円盤が見つかっている。
Chini et al. 2004
• 中心星が２０Msun,円盤に１００Msun
酒向ら（２００４）
同じ天体に対して• 中心星が５Msun、円盤に１０Msun– 電離領域がない– 13COのConversion factor の違いOrion KL天体中の大質量原始星• 大質量原始星（電波源 l） の周りに円盤状のガスが干渉計により見つかっている（H-f-f放射）。
• その外側にアウトフロー状の構造がSiO,H2Oメーザの観測から見つかっている。
中心円盤の回転などの速度構造は不明

大質量原始星まわりの円盤の検出• いくつかの円盤状構造の発見は小質量星形成の場合と同様なシナリオを支持している。
• とはいえ、いまだ決定的な証拠はなく、本当に降着円盤かどうかは速度構造の観測が必要• ALMAによる輝線の観測で決着がつくはず。

降着率とその時間進化• 大質量星形成時は降着率が大きいと予想されている• 小質量星でも初期には大きいと予想• 降着率は多くの場合、アウトフロー率から推測されているのみである。
• ALMAにより、原始星エンベロープの内側（数１００AU）を分解し、降着率（密度、速度分布）の動径分布を探る。それにより降着率の時間変動を調べる。

まとめ• 星の初期質量関数– brown dwarf desertの確認– 多様な環境下での星＆コアの質量関数– 収縮の際のコア構造の進化• 星団の形成– 散逸過程の直接観測– マゼラン雲における球状星団の形成過程• 大質量星形成– 大質量円盤の探査– 星周ガスの運動の直接観測による降着率の導出