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平成27年2月12日（木）-14日（土）
コンパクト連星合体からの重力波・電磁波放射とその周
辺領域
初期宇宙における超大質量星形成：
バースト降着のもとでの星の進化
東京大学 宇宙理論研究室 吉田研M2 櫻井祐也
共同研究者：細川隆史、吉田直紀
目次
• 超巨大ブラックホール（SMBH）形成モデルとバースト降着
• バースト降着のもとでの超大質量星形成の計算の結果と議論
• 超大質量星の後の進化についての議論
• 結論
1/16
宇宙年齢10億年以前におけるSMBHの存在
SMBH質量 [M⦿]
• 遠方宇宙の観測で宇宙10億歳（z~6）未満で10億M⦿程度以上の
活動銀河核中の超巨大ブラックホール（SMBH：SuperMassive
Black Hole）の存在を確認
1010
URAS J1120+0641
109
~2×109 M⦿
宇宙7.5億歳（z~7）
Mortlock et al. (2011)
108
107
106
Marziani & Sulentic (2012)
0
2
4
6
8
赤方偏移 z
2/16
通常の初代星からSMBHを形成するモデル
重力崩壊
降着・合体
初代星
BH
SMBH
>260 M⦿
>102 M⦿
〜109 M⦿
初代星はz~20で形成
典型的に〜100 M⦿以上
>260 M⦿でBHになりうる
降着率 [ M⦿/yr ]
0.01
10-4
成長時間や降着速度に問題あり
• z=20で形成された100 M⦿のBHを種
として、エディントン降着で109 M⦿
のSMBH形成を考えると、成長時間が
z=20~6でのHubble時間と同程度
（tgrow〜tHubble）
no feedback
10-6
10-8
10-10
feedback
10-12
20
18
Jeon et al. 2012
16
z
14
12
10
• BH成長の過程で輻射フィードバック
が効くとエディントン降着を維持でき
ない
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Direct Collapseモデル
水素原子
冷却
重力収縮
Atomic-cooling
halo中のガス雲
他銀河に存在する多く
の初代星からの紫外線
により水素分子解離
水素分子冷却抑制
Atomic-cooling halo
形成
Tvir >104 K
ガス降着
〜10-1 M⦿/yr
〜0.03 M⦿
原始星
重力崩壊
〜105 M⦿
〜105 M⦿
超大質量星
種BH
通常の初代星形成では
典型的に10-3 M⦿/yr
より大きな種BHから
成長させるので成長
時間の問題起きにく
い
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Direct Collapseモデルにおける輻射フィードバック
• 通常の初代星形成では降着段階で輻射フィードバック効く
• Direct collapseモデルでもフィードバック効く可能性あり
ガス降着
〜10-1 M⦿/yr
〜0.03 M⦿
〜105 M⦿
原始星
降着の過程で輻射
フィードバック効く
と105 M ⦿ まで成長
できず問題となる
超大質量星
（Hosokawa et al. 2012、2013）
1052
1048
1044
ZAMS
0.001 M⦿/yr
0.1 M⦿/yr
1040
1036
101
102
103
星の質量 [ M⦿ ]
104
半径 [ R⦿ ]
電離光子放出率 [ sec-1 ]
• 降着率一定で~0.04 M⦿/yr以上ではフィードバックは重要でない
104
103
0.1 M⦿/yr
102
0.001 M⦿/yr
101
ZAMS
101
102
103
星の質量 [ M⦿ ]
104
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降着率が変動する場合：バースト降着
• バースト降着：円盤が分裂、分裂片が星に落ち込み起きる
• バースト降着が起きることは現在の星形成でも通常の初代星形成
でも2次元シミュレーションにより確認されている
Vorobyov et al. 2013
11
10-8
20AU
降着率 [ M⦿ yr-1 ]
円盤の不安定性による降着率の変化
数千年
低降着率期は典型的に~1000 yr
高降着率期は典型的に~100 yr
6
0
時間 [ 104 yr ]
• Atomic-cooling halo中の星形成で円盤の分裂が起きることは3次
元流体シミュレーションにより示されている(Regan et al. 2014)
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本研究の主な目的・考える状況
• バースト降着の場合での星進化計算でどのような場合に輻射
フィードバックが効くかどうか明らかにする
分裂片
中心星
降着円盤
• 計算では星の内部と大気のみを考える
• 分裂片の降着によるバースト降着は、降着率のモデルを作り、手
で与えることで考慮する
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数値計算コード（Stellar）
• 1次元の星の進化計算コード（Yorke氏作成、細川氏改良＆提供）
を使う、Henyey法利用
• 星内部の進化を決める式を同時に解く
• 慣性項は星の表面付近以外で問題とならないので無視する
質量保存の式
運動量保存の式
エネルギー輸送の式
エネルギー保存の式
物質の組成変化の式
輻射優勢なら
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バースト降着のモデル化
• 主に4つのパラメータを設定（下図）
• 平均降着率はatomic-cooling halo中の星形成降着段階を想定して
0.1 M⦿yr-1とする
• ここでは低降着率期が1080 yrのモデルCに着目して説明する
降着率
高降着率
低降着率
高降着率期の時間
低降着率期の時間
時間
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星の進化過程でのフィードバック
電離光子放出率
[ sec-1 ]
降着率
[ M⦿ yr-1 ]
• バースト降着モデルCでは星の進化の過程で、低降着率期に輻射
フィードバックが効く可能性がある
100
フィードバック
効く
10-3
1048
効かない
1044
1040
赤：モデルC
黒：一定降着率
1036
101
102
103
104
105
時間 [ yr ]
10/16
低降着率期に電離光子放出率が大きくなる理由
• 半径が縮み表面温度が上がるので電離格子放出率が大きくなる
電離光子放出率
[ sec-1 ]
半径
[ R⦿ ]
104
103
102
フィードバック
効く
1048
効かない
1044
1040
赤：モデルC
黒：一定降着率
1036
101
102
103
104
105
時間 [ yr ]
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t熱緩和 [ yr ]
• 低降着率期でかつ星がまだ収縮し
ていない時にt低降着率期 > t熱緩和と
いう条件を満たせば星収縮
星の半径 [ yr ]
• 星が熱緩和する時に星は収縮する
t熱緩和 [ yr ]
星が収縮する条件
104
A
103
270 yr
低降着率期に星収縮
102 する領域
104
103
C
t熱緩和
1080 yr
t低降着率期
102
104
C
103
102
101
102
103
104
時間 [ yr ]
105
12/16
• t熱緩和は時間とともに大きくなる
• t 熱緩和 は星収縮時を除いて異なる
モデルで似たような進化をする
• そのためt低降着率期が長いほど星が
収縮する領域が大きくフィード
バックも効きやすい
• 計算によりt 低 降 着 率 期 ~1000yrが
フィードバック効く臨界値
t熱緩和 [ yr ]
• 低降着率期でかつ星がまだ収縮し
ていない時にt低降着率期 > t熱緩和と
いう条件を満たせば星収縮
星の半径 [ yr ]
• 星が熱緩和する時に星は収縮する
t熱緩和 [ yr ]
星が収縮する条件
104
103
A
270 yr
102
104
103
C
t熱緩和
1080 yr
t低降着率期
102
104
C
103
102
101
102
103
104
時間 [ yr ]
105
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• Inayoshi & Haiman (2014) に
よると、atomic-cooling halo中
で円盤の分裂片が出来てから中心
星へ落ち込むまでの時間は、星質
量M*<104M ⦿ の場合、最も長く
見積もってtmig〜4×103 yr
円盤中心からの半径 [ pc ]
現実のt低降着率期はどのくらいか？
10-1
M*=104
M⦿
M*=105 M⦿
M*<104 M⦿
10-2
10-3
10-4
103
104
105
分裂片形成からの時間 [ yr ]
• 分裂片が円盤中に複数あることを
考えると、t 低降着率期 はこの値より
ずっと小さくなると考えられる
…
密度分布
500AU
Regan et al. 2014
• その場合に輻射フィードバックが効くかどうかは自明でない
• 実際にt低降着率期がどのくらいになるか知るためには、円盤について
の多次元流体シミュレーションを行い、降着史を知る必要がある
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超大質量星の後の進化
• 星形成過程を考慮していない場合の計算例
– Chen et al. (2014) 2次元流体GRシミュレーション
〜55,000 M⦿の非回転超大質量星が超新星を起こすかもし
れない
爆発エネルギー1055 erg
コンパクト天体を形成せず、星全体を解放
– Reisswig et al. (2013) 3次元流体GRシミュレーション
高速回転超大質量星が重力崩壊時にBH連星となり、その後
合体重力波放出
• 現実的な星形成過程（バースト降着など）を考慮し
た超大質量星では？
単一BH？ BH連星？ 超新星？
• SMBHの種BHについてより詳しく知るためには、星
形成過程の詳細を考慮し重力崩壊の計算をする必要
がある
Chen et al. 2014
Reisswig et al. 2013
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結論
• 一定降着率では0.1 M⦿yr-1でフィードバックが効かない一方で、
時間変動降着率の場合では低降着率期が~103 yr以上でフィード
バックが効く可能性があることが分かった
超大質量星形成は一定降着率の場合と比較して少し困難になる
かもしれない
• 実際にt低降着率期がどのくらいになるか知るためには、多次元流体シ
ミュレーションを行う必要がある
• SMBHの種BHについてより詳しく知るためには、星形成過程の詳
細を考慮し重力崩壊の計算をする必要がある
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