Transcript 衝撃波によって星形成が誘発される場合に原始星の進化が受ける影響

衝撃波によって星形成が誘発される場合に
原始星の進化が受ける影響
茨城大学理工学研究科
本山 一隆
abstract
衝撃波により星の形成が引き起こされた場合に、原始星の
進化が受ける影響を調べた。
特にclass 0 天体の高い降着率との関連に着目。
main conclusions
1. 降着率の最大値は衝撃波によってコアに与えられた
運動量によって決まる
2. 衝撃波による星形成を考えるとclass 0 天体の高い
降着率 ( ～10-4 M yr-1)を説明できる
high accretion rate during class 0
outflowとaccretionは比例
ρOphのclass 0はaccretion
rateが高い
evolution
class I
class 0
evolution
class I
class 0
class 0
class I
Ophiuchus
12CO(2-1)
Taurus
outflowのmomentum flux (Bontemps et al. 1996)
high accretion rate during class 0
非対称なline profileからInfall
motionが示唆されている
NGC133 IRAS 4A (Perseus)
1.1×10-4 M yr-1
Shu解
3
 cs

1

M  1.85106 
M
yr
1 
 200m s 
(Di Francesco et al. 2001)
H2CO 321-211
using the IRAM
Plateau de Bure interferometer
triggerとの関連
Perseus, ρ Oph(cluster)の特徴
– class 0のaccretion rateが大きい
Taurusに比べて大きな乱流
ρ Ophでは近傍にOB associationが存在
(Sco OB2 association )
衝撃波による星形成を考えることで高い降着率を説明できないか？
numerical model
コアの外側数mesh(質量M)に中心向きの速度 v を
与えることにより衝撃波による収縮を起こす
球対称を仮定
等温を仮定 (cs=215 ms-1)
coreのmass 3M
accretion rateは半径300AUで測った
density ( g cm-3 )
10-17
∝ r-2
10-18
10-19
10-20
2
10
(r  R flat )
 flat
 r 2 (r  R )
flat

3
10
radius (AU)
V
4
10
evolutions of density profile
triggered
no triggered
10-16
τ= 3.08
3
(g / (cm
log ρ density
g cm)-3 )
10-15
10-16
10
-17
3) -3 )
ρ (g / (cm
logdensity
g cm
10-14
-2
∝r
τ= 3.17
τ= 2.91
-3/2
∝r
10-18
τ= 0.00
10-19
10
10-17
τ= 2.14
10-18
2
10
3
10
radius (AU)
4
10
log r (AU)
M=1.8×10-2 M
v=20 km s-1
Rflat=3400AU
ρflat= 10-18 g cm-3
-3
τ= 2.55
τ= 0.00
10-19
10-20
-20
∝r
102
103
radius
log r (AU)
(AU)
104
密度が高くコンパクト
in outer region
steep edge
Taurus
class 0
prestellar core
column density (cm-2)
density structures
class 0 Perseus
class 0
ρ∝r -2
ρ∝r -2
Ward-Thomson et al. (1999)
(1.3 mm continuum)
Motte & Andre (2001)
Perseusのclass 0は密度が高く
steep edge
time evolution of accretion rate
• class 0 phaseで高い降着率 (～10-4 M yr-1)
accretion rate (10-4 M yr-1)
class 0
class I
1.5
trigger
no trigger
1
50%
0.5
50%
M=1.8×10-2 M
v=20 km s-1
1
2
time (yr)
3
4
5
[10 ]
accretion rateの運動量依存性
momentum – 降着率の最大値
Mmax (10-4M yr-1)
3
ts<tnt
• MV>0.3 M kms-1 (ts<tnt)
Mmax∝MV
2
• for Macc > 10-4 M yr-1,
MV > 0.1 M kms-1
1
0
コアに与えられた運動量(MV)が
結果の良い指標
0.2
0.4
0.6
MV (M km s -1)
ts : 衝撃波が中心へ達するまでの時間
tnt: トリガー無しで収縮するときの
タイムスケール
accretion rate (no trigger)
evolution
class I
ρflat
class 0
accretion rate (M yr -1)
(g cm-3)
10-3
α=11
Rflat
D
(AU)
C
α=2.3
10-4
-5
α=0.67
10
10-6
B
A
B
C
D
10-18
10-18
10-18
10-16
3400 4300 8000 1720
• flat regionにおける重力エネ
ルギーと熱エネルギーの比に
Egrav 2GM flat
依存

 2
Ether
α=0.42
100
envelope mass (M )
5cs Rflat
降着率>10-4 M yr-1となるのは
α>2のとき

10-1
A
accretion rate (no trigger)
• シミュレーションによる結果
– Macc > 10-4 M yr-1となる条件,
α>2
Egrav

Ether
(at r < Rflat)
• 観測されているpre-stellar cores
– L1689B
(Andre et al. 1996)
α～0.67
(Rflat～4000 AU, Mflat～0.33M )
– Ward-Thompson et al. (1996) は８個の pre-stellar coresを
観測
α～1.3
(Rflat～4000 AU, Mflat～0.7M )
in no triggered case
Macc < 10-4 M yr-1 (because α<2)
summary
トリガーが無い場合
– Macc > 10-4 M yr-1 となるためには
α>2でなければならない
しかし pre-stellar cores の観測では α<2
トリガーがある場合
– 密度が高く外側にsteep なedgeを持った密度分布
– 降着率の最大値はコアに与えたmomentumによって決まる
– Macc > 10-4 M yr-1 となるためには 0.1 M km s-1以上の
momentumが必要
衝撃波による星形成を考えることでclass 0の高い降着率
( ～10-4 M yr-1)を説明できる