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
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初代星の形成過程