原始星形成過程でのジェットの駆動機構
jetOutflow

v~5 km/s

中心部を1000倍拡大

360 AU
first coreprotostar

v~50 km/s

町田正博、犬塚修一郎(京大)、松本倫明(法政大)ジェット・アウトフローは星形成で普遍的現象
褐色矮星からのアウトフロー(〜0.05 Msun)

小・中質量星からのジェット(~1 Msun)

大質量星からのアウトフロー (〜20 Msun)

Phan-bao et al. (2009)

星形成過程で普遍的な現象: 300以上の観測 (1980年に最初の発見、Snell, L1551)
星を誕生させるために、必要不可欠な現象
エネルギーの単純な見積もりでは、磁場が重要な役割 (大質量星は？)

２成分？：ジェットとアウトフロー
2成分のフロー：(分子)アウトフロー：低速 (~10 km/s), 10-1000 AU, 広い開口角
(光学)ジェット: 高速 (~100 km/s), 100-105 AU, コリメーションが良い進化段階：両方出ている天体、片方だけ見えている天体(観測の制限も)アウトフロー：より若い天体(Class 0, I)に付随
ジェット：少し進化の進んだ天体(Class I, II)に付随
ジェットは、アウトフローに囲まれている

darkcloud

アウトフロー

アウトフロージェット

原始星ジェット

盤円
原始星
HH30, Pety et al. 2006

Velusamy et al. 2007

ジェット・アウトフローの回転ジェット・アウトフローの回転の観測 ⇒ 駆動メカニズムに迫る(entrainment?)
ジェットの回転？

アウトフローの回転？
Young T Tauri star in CB26

DG TauBacciotti et al. (2002)

Launhardt et al.
(2008)

まだ観測精度が悪く良く分からない ⇒ ALMAに期待ジェットの回転は意外と弱い？ 逆回転も？ (Bacciotti et al. 2008)
Entrainment説：ジェットがまず出て、アウトフローを引きずる

分子雲中での星形成過程：観測
星誕生の直前星誕生の直後分子雲コア

原始星からのジェット?

理論による理解!!

〜104 AUNagoya Univ.

分子雲

NAOJ

星形成過程
原始惑星系円盤

Taurus star forming region

HST分子雲中での星形成過程：理論
２つの段階の星形成過ガス収縮段階〜105-6yr

ガス降着段階(前期段階)〜106-7yr(降着段階)

Mps ~10-3Msun ~1MJup
ガス降着

重力収縮

Class 0分子雲コア

観測可

Mps ~1Msun

ファーストコア

原始星誕生

Class IClass II
円盤が見え始める

観測不可

観測可

アウトフロー駆動
ジェット駆動円盤形成
連星形成

Class III

惑星形成

分子雲中での星形成過程：ガス収縮段階
Larson (1969)
Masunaga & Inutsuka (2000)

Log T (K)1次元輻射流体計算の結果
等温収縮期

主系列星へ

断熱降着期

第二収縮期

回転・磁場の効果？？

原始星の誕生原始星形成期

1043ガ 10ス
温度 2

分子雲コア

水素分子の解離

10

星間空間
10

実験室の真空ガスの温度
105

ガスの数密度地球大気
ファーストコアの形成

1010

104 典型的なスケール 100

Log n (cm-3)

1015

1020

10.1

Spatial Scale (AU)?

進化全体で100万分1に収縮！

分子雲コア
(観測)

ファーストコア(理論)

原始星(観測)~104AU~1AU~0.005AU

スケールの比較~1/200~1/10000

分かりやすい単位系
ピンポン玉
東京ドーム

米粒の1/70
0.1 mm~200 m~2 cm~7 mm

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ジェット・アウトフローはどの進化段階で駆動？
どこから駆動？
円盤(惑星)形成問題
何故、2種類の異なる特徴(コリメーション、速度)？
角運動量、磁場強度との関係？
後期段階
アウトフロー・ジェットの長時間駆動
駆動メカニズム？

星形成率と星の質量の問題

磁束・角運動量問題とは、
磁束問題：

Φ/Φcri~1(分子雲)⇔ Φ/Φcri~10-5 (原始星)角運動量問題： j~1021 cm2s-1(分子雲) ⇔ j~1016 cm2s-1(原始星)99.999%抜ける

磁束保存、角運動量保存磁束、角運動量を捨てないと原始星になることが出来ない
分子雲コア

原始星
空間サイズ~6-7桁異なる

回転2& Rm.c. #! ~ 1014 Bm.c.
B p.s. = Bm.c. $$R !
% p.s. "磁力線

フラックスの保存から•R~105 AU、 n~103-5 cm-3

•R~1 Rsun、 n~1022 cm-3

•B~10-6 G, Ω~10-14 s-1•B~103 G, Ω~10-5 s-1 (9桁)

理論：２種類の取り組み
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
ジェット駆動計算
開始

1. ガス収縮から原始星形成の研究
適切な境界条件 ◎駆動メカニズム ◎ジェットの伝播 △長時間進化 ×???

困難：広範な空間スケール(105-10-3 AU)！

計算
開始

2. 円盤からのジェットの研究
適切な境界条件 ×
駆動メカニズム △ジェットの伝播 ○長時間進化 ○原始星ジェット研究の取り組み
赤字：ガス収縮から原始星形成の研究
青字：円盤からのジェットの研究1969：分子雲コアからの原始星形成、自己相似解(球対称, 1D, Larson)
1980：原始星ジェットの発見(Snell)
1982: 磁気流体、Disk wind (Blandford & Payne)
1985:ジェットの非定常磁気流体シミュレーション (Uchida & Shibata)1986：Disk windモデルを原始星に適用(Pudritz & Norman)
1994：ShuのX-wind モデル
2000代：原始星と円盤をモデル化した2D／3D シミュレーション,entrainment model1998-2002： 収縮する分子雲コアからのアウトフロー (断熱段階, 2D, Tomisaka)
2004-09：磁気星間雲の進化の研究(断熱段階、3D, Hosking & Whitworth 2004,
Machida et al.2004, 2005a,b, Price & Bate 2007, Hennebelle & Fromang 2008)

2006：原始星形成までの直接計算(Machida et al. 2006, Banerjee & Pudritz 2006)

磁場の散逸:Resistivity ηの見積り
Resistive MHD eq.

Resistivityyη
tiiv
ists
Re

B
B

OhmicReyndissipation
oldsnumberR
Well-Coupled
Welle

Coupled

Cloud

Cloud evolution

Magnetic Reynolds number

B

Protostar

P=P(ρ)Nakano et al. (2002)
Machida et al. (2007)

弱電離プラズマ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多層格子法＋3D
Resistive MHD Code

以後我々の取り組み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 MHD 方程式 + 自己重力星形成に適用：分子雲コアから原始星まで計算

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

シミュレーションのセッティング磁場、回転(パラメータ)
スパコンで計算
Maximum grid level: 31
(I, j, k) = (128, 128, 128)x 31

Rotation Axis

Magnetic Field Line球対称、平衡なガス雲＋微小揺らぎ(収縮を促進)Ω

L=4B

Bonnor-Ebert Sphereグリッド生成条件：Jeans長を分解

4.6x104 AU因みに、一様グリッドだと・・・(1千億x１千億x1千億 のmesh必要)
計〜1033メッシュ
ポイント

初期値
中心密度：n=104 cm-3

温度: T=10 K

スケール: L = 4.6x104 AU 磁場強度：〜10-6 G質量: M =14 Msun

角速度：〜10-14 s-1

分子雲コアから原始星形成までの直接計算(世界初)
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

第二収縮

原始星形成＆ジェットアウトフロー

磁気散逸

磁場の散逸：Ohmic dissipation
Grid level L =14 (Side on view)

磁束 vs 中心密度

100 AU

Ideal MHD model

Resistive MHD model

磁場の進化ファーストコア形成直後：コアの回転によりトロイダル磁場生成⇒
ファーストコア形成直後：コアの回転によりトロイダル磁場生成⇒ アウトフロー駆動
ファーストコア内部：Ohmic
ファーストコア内部：Ohmic dissipationがdissipationがeffective ⇒磁場の散逸 ⇒磁力線とガスがdecouple
磁力線とガスがdecouple 磁力線：磁気テンションにより引き伸ばされる高密度：磁場とガスが再びカップル ⇒磁場の再増幅

ガス：高速で回転異なるコアから異なる２つのフロー
原始星(セカンドコア)からのジェット

ファーストコアからのアウトフロー

Two distinct flows appear
in the collapsing cloud!!

中心部を~1000倍
拡大

v~5 km/s
L=14360 AU

進化の段階で2種類の異なるフロー

0.35 AUv~50 km/s
L=25ファーストコア

セカンドコア(原始星)n~1011 cm-3, r~10-100 AU

n~1021 cm-3, r~0.01 AU

原始星形成の計算：各々のコアからフローが駆動

1000 times close-up

103-104 yr
断熱コア形成 ⇒ τrot < τcollapse ⇒ 磁力線が捻られ始める⇒ フロー駆動
各々のコア：スケール、磁場強度が大きく異なるファーストコア：Ohmic dissipationの経験ない、強磁場セカンドコア：Ohmic dissipationを経験、弱磁場異なる二種のフローアウトフローとジェットの進化

Vertical/Radial ~ const

Wide opening angle

ファーストコア周辺のcloudの進化
アウトフローは形を保ったまま自己相似的に成長する、collimationは悪い

Vertical/Radial ~ increaseWell-collimated
原始星周辺のcloudの進化 (ファーストコアの内側)
structure
ジェットは、回転軸の沿って上下方向(のみ)に広がる、collimationは非常に良いジェットとアウトフローのcollimation
Dominant Mechanism (駆動体近傍)
ファーストコアの周りの力
Lorenz ≒ Centrifugal ≒Thermal Pressure
磁気遠心力駆動型

・磁場強い・磁力線に沿ったフロー

Strong B

Wide Opening Angle

原始星の周り の力Centrifugal ≒ Thermal Pressure >> Lorentz

Weak Bβ~1-10Outflow

磁気遠心力駆動 ⇒ First core, Outflow

・磁場弱い・回転軸に沿ったフロー

磁気圧駆動型

Narrow Opening Angle

β>1000Jet

磁気圧駆動⇒ Protostar, Jet

磁力線の形状 (フローの伝播)
ファーストコアの周辺の磁場
Br ≒ Bz ≒ Bφ

Outflow ⇒ Wide

砂時計型

原始星の周辺の磁場
Bz >> Br ≒ BφJet ⇒ Narrow
まっすぐな磁力線(オーム散逸と磁気テンション)

速度の差と観測との比較
計算の結果、アウトフローとジェットの特徴を自然に再現出来たDriver

Speedcollimation

Mechanism

Configuration of B

Outflow

First core

Slow

△

Magnetocentrifugal

Hourglass

Jet

Second core(protostar)◎

Magneticpressure

Straight(5 km/s ⇒ 50 km/s)

High(50 km/s ⇒ 500km/s)

速度の違いはファーストコアと原始星のKepler Speed(重力ポテンシャル)の違い
 First core: ~0.01 Msun (1Msun) ~1 AU⇒ ~ km/s (~50 km/s)

 Protostar: ~0.01 Msun (1Msun) ~1 Rsun
⇒ ~10 km/s (~500 km/s)

アウトフローは、ジェットによるentrainment
ではなく、ファーストコアから直接駆動角運動量・磁束問題の解決

観測の原始星の磁場強度、回転周期が再現出来た
~kGの磁場、~daysの回転周期
磁束の抜き取り：オーム散逸
角運動量輸送：磁気制動、アウトフロー、ジェット
99.9%の角運動量が輸送された

ガス収縮中の分裂と連星形成
背景の色
青：ファーストコア段階で分裂
wide binary (rsep > 1 AU)

長周期連星
遅い←回転→速い

赤：第二収縮期以降に分裂,
Close binary (rsep < 1 AU)
灰色：分裂無しsingle star

磁場：分裂を抑制

短周期連星

回転：分裂を促進

単星
弱い←磁場→強いEmag / Erotが唯一のパラメータ

連星形成とアウトフロー

円盤の分裂とアウトフロー

周連星円盤からのアウトフロー(Machida et al. 2009, in preparation)

星のほとんどは連星⇒ 連星からのアウトフロー、ジェットが重要

連星からのアウトフロー(Machida et al. 2005)

まとめ＆今後の課題
観測ジェット、アウトフローは、星形成過程で普遍的
２成分の異なる特徴を持つフロー(ジェット、アウトフロー)：1成分では説明不可
高速成分が低速成分に取り囲まれる

理論 : 収縮段階は大体終了
分子雲コアから直接、原始星形成 (3Dシミュレーション)
収縮ガス中で異なる2つのコア(ファーストコア、原始星) ⇒ 異なる２種類のフロー
フローは、コア周囲の磁場強度と重力ポテンシャルの違いにより特徴付けられる
ジェット・アウトフローは角運動量輸送(つまり星の形成)に不可欠

今後の課題
観測：フローの根元の観測、磁場の形状、回転 ⇒ モデルの妥当性
理論：降着段階の研究、円盤形成(惑星形成)、フローの長時間進化、星形成率