総合研究大学院大学 / 国立天文台理論研究部 D3
日本学術振興会特別研究員DC1
富田 賢吾
富阪幸治、松本倫理、堀安範、奥住聡、町田正博、西合一矢

星形成研究の課題

Andre et al., 2010 (Herschel)

ΔN/ΔlogM

星形成研究の＊究極＊の課題＝Initial Mass Functionの決定
コア質量関数CMF(Core Mass Function)～IMF
星質量
分子雲コア段階で星質量決定？
関数
１分子雲コア→1～数個の星星形成効率 SFE～30-50%
質量 [Ms]
この描像が正しいとすると、星形成研究は二つに分けられる（※逆に、この対応関係を検証するには個々の星形成を調べる必要がある）• CMFの決定←星間乱流中での分子雲コア形成• 星形成効率（星の最終質量）の決定
本研究＝後者の問題を解決するために、個別の分子雲コア中での星形成をできる限り精密な物理を取り入れて調べる。
総研大博士学位論文予備審査

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分子雲コアの重力収縮
Larson 1969：１次元輻射流体計算Masunaga & Inutsuka 2000：Full RT →原始星形成シナリオの確立
分子雲コア→等温収縮→ファーストコア(断熱)→H2解離→セカンドコラプス→原始星コア

現実には回転・磁場あり⇒多次元計算
星形成過程の二つの大問題＝角運動量問題と磁束問題
分子雲コアの角運動量/磁束 ≫ 原始星の角運動量/磁束 星形成過程には効率の良い角運動量輸送機構がある
 効率よく磁束を捨てる機構が存在する⇒多様な物理過程を含む多次元計算が不可欠
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多次元計算の先行研究
3D 抵抗性MHD: Machida et al. 2008→
角運動量・磁束問題を解決
異なるスケールから２種のアウトフロー（ただし輻射輸送なし）←3D SPH RHD Bate 2010,11
原始星コア形成時の輻射フィードバックでアウトフロー（ただし磁場なし）

角運動量輸送・フィードバック→高解像度輻射磁気流体計算
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多重格子輻射磁気流体計算
星形成計算に必要な要素とその実装：• 空間6-8桁にも及ぶダイナミックレンジ→3次元多重格子法• 高精度な磁気流体計算→HLLD法(Miyoshi & Kusano 2005)（＋カーバンクル現象の抑制→衝撃波検出＋HLLD-法）• div B=0の拘束条件→Hyperbolic cleaning法(Dedner+ 2002)• 自己重力→Multigrid法(Matsumoto & Hanawa 2003)• 輻射輸送→流束制限拡散近似＋陰解法• 化学反応を含む状態方程式→分配関数から導出• （磁場拡散→Super Time Stepping法（Alexiades+ 1996））⇒星形成の3D RMHDは世界で２例だけ（Commerçon+ 2010）⇒セカンドコラプス以後に到達したのは本研究が最初
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他の研究との比較・位置づけ
Masunaga &Inutsuka
2000

Schönke &Tscharnuter
2011

Bate 2010
Whitehouse& Bate 2006

Commerçonet al., 2010(RAMSES)This Work

次元1D

2D

3D

3D

3D

格子movinglog - fixed

SPH

AMR

nested-grid

流体解法

Upwind, Implicit

ZEUS likeStandard SPH

HLLD

Roe→HLLD

磁場(MHD)×××○ CT○ Dedner+

輻射輸送◎non gray, Full RT△gray, FLD△gray, FLD△gray, FLD△gray, FLD

状態方程式

○○

○×

○

非理想MHD

××××

△（→○）

長時間計算

○△×××

原始星形成過程の輻射（磁気）流体シミュレーションの比較
３次元計算としては最も多様な物理過程を含んでいる。
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SecondCoreFirst
Core

ガス温度 [K]ガス密度 [g/cc]

球対称計算
H2
diss.
FirstCore

Secondcore

Dustevap.
ガス密度 [g/cc]

半径 [AU]

1Ms、磁場・回転なしの不安定Bonnor-Ebert球の重力収縮（H2, H, H+, He, He+, He2+, e-の反応を含む状態方程式）• 空間８桁、密度19桁以上もの大ダイナミックレンジを実現• 最終段階での時間刻みは3分以下→長時間計算は困難
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中心要素の熱的進化
log (Gas Temperature [K])

色：断熱指数Γ

ヘリウム電離水素電離
水素分子解離回転遷移励起輻射冷却
非効率化

log (Gas Density [g/cc])
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Masunaga & Inutsuka 2000との比較

精密な輻射輸送と状態方程式を取り入れた計算と整合的な結果
やや原始星コアのエントロピーが高い→状態方程式か衝撃波に起因
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9３次元輻射磁気流体計算
密度断面図

温度断面図

4AU

0.1AU

1Ms, Bz=20uG, ω～2.4 ×10-14/sの不安定Bonnor-Ebert球の重力収縮• ダスト蒸発温度を超える付近で(pseudo)diskが不安定になりwarp←なんらかの（磁気）流体不安定が発生、現在解析中• 磁場による角運動量輸送が非常に強く、中心付近はほぼ球対称的（磁場なしの計算を現在並行して実行中。扁平なコアになると期待）
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原始星コア形成のフィードバック？
(Bate 2010, 2011)

密度断面図

60AU

密度断面図

Bate 2010,11：原始星コアの輻射でファーストコアが蒸発、アウトフロー
磁場ありでは磁場駆動アウトフローはあるが輻射の影響は見られない→中心付近が球対称的、輻射の影響が外に出てくるのに時間がかかる
円盤が回転で支えられていること、輻射が外に抜けてくることが重要⇒中心付近に回転が残るケース（磁場なし/磁場散逸あり）が興味深い
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11原始星進化計算への示唆
Hosokawa+ 2011

星は集団で生まれるが、一つの領域でもHR図上でばらつきあり⇒星形成のタイムスケール？
Baraffe et al. 2009
ガス降着の仕方で説明できる→Episodic Accretion theory(luminosity problemも解決)
Hosokawa et al. 2011
境界条件や初期条件の影響大Episodic Accretionの効果が強く働く状況は限定的→
現実に星年齢に分散がある？

1Myr
10Myr

白黒：観測
カラー：数値計算

この手の原始星進化計算だけでは初期・境界条件は決められない⇒原始星形成過程を直接計算する必要がある
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まとめ
星形成過程の多様な物理過程を含む輻射磁気流体計算• セカンドコラプス～原始星コアの形成• 世界初の３次元輻射磁気流体シミュレーション• 原始星進化や原始惑星系円盤計算への応用• ただし長時間計算は困難→サブグリッドモデル• （非理想MHD効果導入 w/ 奥住さん＠名大→Super Time Stepping法による加速）

今後：より厳密な輻射輸送（w/ Prof. Jim Stone@Princeton）
原始星モデルの導入による長時間計算（w/ 細川さん@JPL）⇒3D RRMHD計算で星形成の一貫した描像の構築へ
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