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 小天体が最初に形成 階層的構造形成 星形成が起こる条件 　　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 初代天体　（３sの場合） 　　ｚ～30, M～106Msun, Tvir～2000K H2輻射により冷却 Tegmark et al. 1996

始原ガスの輻射過程 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 始原ガスの輻射冷却率 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 Yoshida, Abel, Hernquist & Sugiyama (2003) 600h-1kpc 初代天体

初代天体の分裂過程 ～１０００Msun 初代天体の分裂スケール 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 g > 臨界g だと、収縮は止まる。 球：臨界γ＝4/3 シート：臨界γ= 0 フィラメント：臨界γ= 1 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 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 ～１０３Msun ～１Msun 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 Pop III コア コア質量: ～1Msun 降着率: 10-６Msun/yr ダストあり（高opacity） Pop III コア コア質量 : ～103Msun 降着率 : 10-3Msun/yr ダストなし(低opacity) 大質量星 (>>10Msun) の形成は困難 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 2) H2 formation on dust: [Z/H]~-4 3 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)

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 line-induced 2) ダスト冷却による温度極小 dust-induced 3) 光学的に厚くなることによる断熱収縮の開始 opacity-limit

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。  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？ 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 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 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 Machida, K.O., Matsumoto, Inutsuka, in prep. シミュレーションの最終状態 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 初代星の形成率 連星形成 初代星は超大質量（100-1000Msun） 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