理論懇シンポ2011年11月5日
国立天文台

星形成理論の進展：
現在と宇宙初期の星形成について
大向一行
京大物２ 天体核

I. 現在の星形成

II. 宇宙初期の星形成

目次
I.現在の星形成－標準理論とその展開ー• 小質量星形成と星周円盤の進化
より現実的な計算、後の進化段階へ• 大質量星形成
いかにして輻射フィードバックを乗り越えるか？

• 星団形成とIMF
星形成効率やIMFなどの統計量はどのように決まるのか？

分子雲コアの重力収縮

Larson (1969)••••

高密度分子雲コア
Appenzeller & Tsuarnuter (1975)＝動的収縮⇒
ファースト・コア＠1011cm-3＝H2解離、動的収縮⇒
セカンド・コア（原始星）の形成＠1022cm-3＝降着進化 、前主系列星進化（林フェイズ、Henyeyフェイズ）⇒主系列星

小質量星形成の標準シナリオ
林, Larson, Shuらにより1980年代にほぼ確立。

© NAOJ©ＨＳＴ

分子雲コアから星への進化
詳細なモデル化へ• 連星形成メカニズム、頻度や質量比• ジェット、アウトフローメカニズム、コアから星への星形成効率
低質量星の質量は何で決まっているのか？

• 円盤の進化
惑星形成の初期条件はどうであったか？

３次元輻射磁場流体計算：
より現実的なモデル化へ
輻射輸送計算の進展• ファーストコア形成後は輻射加熱の強弱が重要なので、同じ密度でも温度が大きく異なる。
• これまで3次元計算の際に主に用いられてきたバロトロピック近似に代わり、輻射輸送が流体と同時に解かれるようになった（多くは単色FLD近似）
既に原始星誕生まで３D輻射流体計算がなされるようになった。

Bate (2010)• 同時に磁場も入れて計算されつつある• ideal MHD から resistive MHDへ
RMHD計算(ファーストコアまで到達)
Commercon + (2010-)

輻射と磁場の相互作用により星周円盤分裂の抑制などが起こる。

Resistive MHD 計算 (barotropic EOS)
Machida, Inutsuka, Matusmoto (2008)•磁場による角運動量輸送•ファーストコア段階での磁場の散逸•アウトフローとジェットの放出

円盤の長時間計算
より後の進化段階へ• 原始星段階だけでなく、さらにその後の前主系列段階あたりまで統一的に計算されるようになってきた→惑星形成の初期条件が理論的に徐々に分かってきた
Vorobyov & Basu (2006-)
2次元計算(thin disk 近似)

町田ら(2010)も３DHD計算で同様の結果を得ている。

間欠的降着が実際に確かめられつつある
前主系列星の光度問題、FU Ori的増光を説明。

大質量星(>~8Msun)の形成：
標準モデルの拡張
観測的には~150Msunくらいまで星が存在降着率と星の上限質量←Arches 星団のIMF
標準モデルでの質量降着率~cs3/G=2x10-6(T/10K)3/2Msun/yr
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
Wolfire & Cassinelli (1986)

2つのシナリオ（数年前のスライドより）

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)
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大降着率＆非球対称降着により大質量星形成は可能•

柱密度の高い雲では先に出来た小質量星による加熱により分裂は抑制される。

•中心星からの輻射圧が強くなった後も降着は非定常に続く。

•

平均的な降着率はその後もあまり変わらない。

Krumholz + (2009)

星団形成とIMF• より大きな雲の領域(pcスケール以上)の計算により星団スケールの星形成過程が調べられている。
• 輻射流体も登場• 乱流のモデル化にはまだ問題がある
初期に手で入れている、その後も駆動し続けている、もしくはジェットを手で入れているのが現状星の質量関数輻射流体計算による星団形成過程約150個ほどの星が出来た。 (Bate 2011)

Barotropic EOSの場合

II. 宇宙初期の星形成

目次 2II.宇宙初期の星形成

初代星形成• 降着進化• 連星形成低金属度星形成• ダスト冷却分裂

３D宇宙論的計算：原始星誕生まで計算
温度進化
原始星

高密度
コア

~1000Msun~1/100Msun
吉田、大向、Hernquist 2008

•水素分子冷却により数密度~104cm-3で、質量~1000Msunの高密度コアが形成。
•その中で~1021cm-3の原始星が誕生。
•初期質量~10-2Msun

原始星の降着進化も計算できた
細川、大向、吉田、Yorke 2011

•宇宙論的シミュレーションから初期条件を作る•２D輻射化学流体計算＋中心星進化

Ｔ4000 AU
原始星生成時の状態

ρ&v

質量降着率 (M8/yr )降着率の進化No Feedback

With Feedback星質量 (M8) UV光feedbackの為に大幅に降着率が低下する この場合、星質量～43 M8で星への降着が止まる。

回転エネルギー/重力エネルギー

初代星も連星として形成
町田、大向、松本、 犬塚（２００８）

Barotropic 近似

少しでも回転しているコアは分裂（現在の星形成の場合以上に連星形成しやすい）

非軸対称性揺らぎの大きさ

宇宙論的シミュレーションでも連星形成
Turk et al. 2009
Stacy et al. 2010

２００９－
宇宙論的な計算でも、連星/小星団形成がおこることが確認されている。
おそらく大質量（数10Msun）連星
ＧＲＢ親星、重力波源

Clark et al. 2011

Greif et al. 2011

一部は小質量(<1Msun)のまま放出
銀河ハロー中に今でも見つかるかも！

星の種族III/II 遷移 宇宙の初代星 （種族ＩＩＩ星）
理論から典型的に大質量（太陽の数10倍）と予想されている。
(連星形成の際に小さいものも出来るかもしれない) 太陽近傍の星 （種族ＩＩ，Ｉ星）
典型的に低質量(太陽の0.1-1倍)
宇宙の歴史の中で、典型的な星質量が大質量から小質量へと遷移が起こった(種族III/II遷移)
これはどのようにして起こったのか？
星間ガス中への重元素の蓄積とそれによる冷却 （たぶん）磁場、乱流、外部輻射の効果など（具体的な機構は不明なのであまり真面目に考えられていない）

21

重元素冷却による分裂
２つの流派がある。
• 微細構造線冷却(Bromm et al. 2001;Bromm& Loeb 2003;Santoro&Shull 2006; Smith &Sigurdsson2007 ; Frebel et al. 2007など)

不定性が少ない。観測とあう。十分低質量になるか？

• ダスト冷却(Omukai 2000; Schneider et al. 2002, 2006; Tsuribe & Omukai 2006;
Dopcke et al. 2011など)

不定性が多い。観測と比較しにくい。十分低質量になる。

22

低金属度ガスの熱進化
1) ダストの熱放射による冷却: [M/H] > -52) ダスト表面反応によるH2 形成＆冷却: [M/H] > -43) 微細構造線による冷却 (C と O): [M/H] > -3

1
2

3

[M/H]
:= log10(Z/Zsun)•これは１Ｄ計算•ダストの性質は近傍の星間ガスと同じとした。

大向, 細川, ＆吉田2010

低質量（＜１Ｍｓｕｎ）の分裂片はダスト冷却によってのみ形成される

最近では３Ｄシミュレーションでもダスト冷却分裂を確認[M/H]dust=-4[M/H]dust=-55AU
Yoshida, KO in prep.

10AUDopcke et al. (2011)•高密度 (n~1014cm-3) でのダスト冷却により高密度コアが分裂する
Mfrag ~ 0.1 Msun
•ダストが僅かにあるだけで、典型的な星質量は低質量へと移行する。

最近、ダスト理論に有利な発見
Nature 477, 67• Ｃなども入れるとこれまででいちばん低金属度の星
4.5x10-5Zsun• 微細構造線理論では説明できず。
ダスト理論ならＯＫ25

I.現在の星形成
まとめ• 低質量星のコア崩壊から原始星の進化
原始星形成過程の輻射磁気流体計算による詳細モデル化
円盤の長時間進化も徐々に明らかに• 大質量星形成過程
不安定コアからの重力崩壊＆円盤降着により形成OK• 星団形成過程
数値シミュレーションが進む。
IMFも観測を再現している。

II.宇宙初期の星形成
まとめ
宇宙最初の星形成•宇宙最初の星はz~20-30に、105-6Msunのハロー中の、数100Msunの高密度コア中で、質量40Msunの星として誕生•おそらく連星～小星団として形成•コア崩壊型超新星として重元素を放出

低金属度星形成：種族ＩＩＩ/ＩＩの遷移•星間ガス中に蓄積したダストの放射冷却により高密度で温度の急な低下が起こる。これにより低質量の塊が形成される。
•ダストによる分裂に必要な金属量は太陽の１０万分の１くらい。