Transcript 初代星の形成過程
DECIGO ワークショップ （２００７年４月１８日） 始原星の質量、形成率、連星度 大向一行 （国立天文台 理論研究部） 目次 初代星の質量 超大質量星の形成条件、形成率 それらは連星になるのか？ CDMシナリオでの初代天体形成 階層的構造形成 小天体が最初に形成 星形成が起こる条件 Virial化後、さらに収縮して星に なるには輻射冷却が必要 Tegmark et al. 1996 初代天体 （３sの場合） ｚ～30, M～106Msun, Tvir～2000K H2輻射により冷却 始原ガスの輻射過程 始原ガスの輻射冷却率 原子冷却はT>104K でのみ有効 それ以下では, H2に よる冷却が重要 Barkana & Loeb 2001 Simulating the formation of first objects ΛCDMモデル 密度揺らぎから初代天体の形成までシミュレーション 600h-1kpc 初代天体 Yoshida, Abel, Hernquist & Sugiyama (2003) 初代天体の分裂過程 初代天体の分裂スケール ～１０００Msun 分裂片（高密度コア） =「初代星のたまご」 Bromm et al. 2001 熱進化と分裂質量の関係 (Schneider, Ferrara, Natarayan, & K.O. 2002; Larson 2005) γ＝dlog p/dlogρ シート：臨界γ= 0 g > 臨界g だと、収縮は止まる。 フィラメント：臨界γ= 1 球：臨界γ＝4/3 収縮の初期は複雑な形状をしているが、分 裂片の生成のまえにはフィラメント状をして いる。 大雑把には、 γ＜１である間は分裂、γ＞１になる と分裂しない。 ~1000Msun 星形成コア収縮期の 熱進化と分裂質量 始原ガス（Z=0） H2がLTEに達するとき (n=104cm-3)で温度最小 ～１０３Msun ～１Msun 現在の星間ガス （Z=Zsun） ダストとガスの熱的結合時 (n=105cm-3)に温度最小 温度最小時のジーンズ質量が分裂の典型的な質量に対応する (Bromm, Coppi, & Larson 1999; Larson 2005) Pop I と Pop III 星形成の比較 Pop I コア コア質量: ～1Msun 降着率: 10-６Msun/yr ダストあり（高opacity） 大質量星 (>>10Msun) の形成は困難 Pop III コア コア質量 : ～103Msun 降着率 : 10-3Msun/yr ダストなし(低opacity) 降着はとめられずに続き、 超大質量星が形成される (100-1000Msun) 初代星（100-1000Msun）の条件 始原ガス（Z＜Zcr）から形成 X 低質量星（～１Msun）が形成 （ただし、低質量星が主かは不明） 外部輻射がない 初期に電離など経験しない X 原子冷却により収縮、 HD冷却で～１０Msunの星 異なった重元素量を持つガスの熱進化 1) Dust cooling (thermal emission) : [Z/H]~-5 2) H2 formation on dust: [Z/H]~-4 3) metal-line cooling: [Z/H]~-3 （外部からの加熱はないとした） K.O., Tsuribe, Schneider & Ferrara (2004) 1 2 3 ３つの特徴的な時期 1) 輝線冷却による温度極小 2) ダスト冷却による温度極小 3) 光学的に厚くなることによる断熱収縮の開始 どれくらいのダスト量で分裂は可能か？ 重元素（ダスト）量が Z~10-6Zsunでは、熱的進化は 始原ガスの場合と変わらず、 分裂は起こらない。 Z~10-5Zsunでは、小質量分裂 片の形成がダスト冷却により 可能であった。 Zcr ~ 10-6-10-5Zsun とはいえ、初期にそれなりに 歪んだコアが必要で、頻度は 不明である。 また、周囲のガスの降着によ りさらに太るかもしれない。 Tsuribe & K.O. (2006) 第二世代の始原星 あるいは種族II.5星 始原ガスからは大質量星しかできないのか？ 始原組成でも、一旦電離を経験したガスからは、 HD冷却により、小さめ（～１０Msun）の星ができる。 具体例：構造形成・SNなどのショック、relic HII領域など 初期のＨ２ (1) y(H2)=10-6 電離せず (2) y(H2)=10-3 電離したガス 背景輻射が無視できるには？ バリオンのうち割合ｆが星になったときに、全バリオン数と星からのUV光子数が等 しくなるとする。 fｘ(星の中で燃える割合)ｘ（解放されるエネルギーの割合） ｘ(mpc2/hn) =1 ~0.1 ~0.01 ~108 f~10-5 clumping(再結合)の効果で x ~10 f=10-5 – 10-4 これはちょうど、H2冷却する（~105-106Msun）な３σ揺ら ぎ中で、数100Msunな星が１つ形成される場合に対応 している（cf. Madau & Rees 2001）。 始原星の連星形成 シミュレーションの最終状態 Machida, K.O., Matsumoto, Inutsuka, in prep. 初期の回転パラメータ β＝（回転）/（重力エネルギー）が １０－５以上では原始星形成 時に分裂 PopIIIコアでは、β～１０－３な ので、連星形成が期待される。 まとめ 星の典型的な質量 初代星は超大質量（100-1000Msun） 初代星の形成率 バリオンのうちf=10-5-10-4が初代星 連星形成 回転があると可能