Transcript 星形成過程の解明
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