星形成過程の解明

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原始星形成過程の解明
星が大人になるまで
 原始星:収縮するガス雲中で誕生する星の赤ん坊(100万年)
 原始星段階:質量をガス雲から獲得している段階(1千万年)
 前主系列段階:準静的収縮、ガス降着止まる(1千万年)
 主系列星段階:水素核燃焼 (1千万年から100億年)
町田正博、犬塚修一郎
(天体核研究室)
星の誕生の前と後
誕生前
連星
誕生直後
分子雲コア
原始星
~104 AU
?
~1Rsun
原始星からのジェット
Science誌: Breakthrough of the Year 2008
名古屋大のHPから
第1位「細胞の初期化」
分子雲
理論での理解必要
第2位 「太陽系外惑星探し」 Seeing Exoplanets
第3位 「がん遺伝子」
第4位 「新しい高温超伝導体」
第5位 「活動中のたんぱく質を観察する」
おうし座星形成領域
HST
円盤と惑星
Log T (K)
分子雲コアから
原始星形成まで
主系列星へ
?
の時代を埋める理論研究
1次元輻射流体計算の結果
等温収縮期
断熱降着期
第二収縮期
原始星形成期
104
低速アウトフロー
原始星の誕生
ガ
ス
温
度
103
分子雲コア
水素分子の解離
102
分裂⇒連星
10
ガスの温度
高速ジェット
ファーストコアの形成
Log n (cm-3)
105
ガスの数密度
1010
104 典型的なスケール 100
1015
1020
1
0.1
Spatial Scale (AU)
スケールの比較
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
~1/200
~1/10000
分かりやすい単位系
ピンポン玉
米粒
の1/70
~2 cm
~7 mm
東京ドーム
~200 m
星形成で重要な3つの問題
角運動量・磁束問題
原始星:~kGの磁場、~dayの回転周期
アウトフロー・ジェットの問題
異なる2成分のフロー(ジェット、アウトフロー):駆動メカニズム?
連星形成問題
分裂条件、遠隔・近接連星の起源?
全て?の時期に生じる
磁束・角運動量問題とは、
磁束問題:
F/Fcri~1(分子雲)
⇔ F/Fcri~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)
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
B p.s.
磁力線
 Rm.c. 
 ~ 1014 Bm.c.
 Bm.c. 
R 
 p.s. 
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)
星形成研究の歴史
紀元前:星の発見
青:観測
赤:理論
1609年:望遠鏡の発明(ガリレオ・ガリレイ)
1700年代:連星の発見(ハーシェル、望遠鏡で軌道運動、50個の連星)
1800年代:星雲説(カント、ラプラス)
1945年:原始星の発見(TTuri型星,スペクトル; A.H.Joy)
1961年:Hayashi Trackの理論(原始星から主系列星への進化、林忠四郎)
1960~: 連星の大規模サーベイ:ほとんど連星!
1960-70年代:ガス収縮の解析的研究、1次元球対称(Larson, Penston)
1980年:最初の原始星アウトフローの発見(R.L. Snell)
ガス収縮の研究
1980-1990年代:多次元数値計算:回転、分裂(等温、n<1011cm-3,観山等)
2000年代:断熱段階までの計算(n<1016cm-3)、磁場の影響
2006年:分子雲から原始星誕生(n>1021cm-3)までの直接計算達成
(Machida et al. 2006, Banerjee & Pudritz 2006)
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
同時刻、異なる空間スケール
(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)
磁場の散逸:Resistivity hの見積り
Resistivity
B
B
Ohmic
dissipation
Well-Coupled
Cloud
WellCoupled
Cloud evolution
Magnetic Reynolds number
B
Protostar
中間密度(1012 cm-3<n<10 15cm-3):オーム散逸により磁場が散逸(熱化)
高密度(n>1015 cm-3)でメタルの一部がイオン化 ⇒ 電荷が上昇 ⇒ hが減少
シミュレーション
のセッティング
磁場、回転(パラメータ)
スパコンでひたすら計算
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=4
Bonnor-Ebert Sphere
B
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⇒ アウトフロー駆動
ファーストコア内部:Ohmic dissipationがeffective ⇒磁場の散逸 ⇒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
ファーストコアからのアウトフロー
原始星(セカンドコア)からのジェット
中心部を
~1000倍
拡大
v~5 km/s
L=14
360 AU
0.35 AU
進化の段階で2種類の異なるフロー
ファーストコア
n~1011 cm-3, r~10-100 AU
v~50 km/s
L=25
セカンドコア(原始星)
n~1021 cm-3, r~0.01 AU
ガス収縮中の分裂と連星形成
遅い←回転→速い
長周期連星
背景の色
青:ファーストコア段階で分裂
wide binary (rsep > 1 AU)
赤:第二収縮期以降に分裂,
Close binary (rsep < 1 AU)
灰色:分裂無し
single star
短周期連星
単星
弱い←磁場→強い
まとめ:問題の解決
磁束・角運動量問題
Ohmic dissipationによる磁場の散逸 ⇒ ~kG磁場を持つ原始星 (磁束問題解決)
アウトフロー、ジェット、磁気制動による角運動量輸送
⇒ ~daysの回転周期を持つ原始星(角運動量問題解決)
アウトフロー・ジェットの問題
異なるコアから2成分のフロー
アウトフロー:強磁場(磁気散逸の外側)、磁気遠心力風⇒広い開口角
ジェット:弱磁場(磁気散逸の内側)、磁気圧駆動風⇒狭い開口角
速度の違い:ファーストコアと原始星の重力ポテンシャルの違い
連星形成問題
回転:分裂を促進 ⇔ 磁場:分裂を抑制(磁気制動、アウトフロー)
観測との比較から分裂可能領域の同定, ER /EMが唯一のパラメータ
2つの典型的な分裂時期:遠隔連星と近接連星の起源