Talk - 北海道大学

原始超新星爆発による
低質量星の形成
町田正博藤本正行（北海道大学）
中村文隆（新潟大学）
1 INTRODUCTION
いつ、どのようにして銀河形成が起こったのか？
 primordial stars の形成過程が重要
primordial star
 直接観測が不可能な領域(z=10~50)
 first generation star はmassive(理論)
Extremely metal-deficient star (EMD star)
 first generation stars の直後(僅少のmetal)
 Primordial Supernovaによって形成
primordial SNRによる星形成条件を求める
Primordial Star (PopIII)について
First collapsed objects 中での星形成
 Primordial gas中でのchemical reactions の計算
 H2 coolingによるgas雲の収縮
 Jeans mass より典型的な星の質量の導出
First generation star is very massive
(Nakamura&Umemura 1999,Uehara&Nishi1996 etc)
寿命が短いため初期の段階でSN等起こして消滅
直接観測不可能
Extremely Metal-deficient Low-mass Stars
Observation
 metal-deficient starの観測 (Beers1992,Ryan&Norris1991)
 Our galaxyのhalo 内部
 [Fe/H]～－4 の星の存在
 Low metal ではmetal によるcooling が効かない
 first generation starsの直後に形成（僅かなmetal含有）？
Theory
 [Fe/H]<‐2の星はsingle SN によって作られた
（Shigeyama&Tsujimoto 1998）
 C,Mg,Si,Ca,Hなどのmetalicity分布より
 現在まで生き残っているのでlow-mass(＜0.8M◎)
このような星を調べる事で初期宇宙、銀河形成時の
状態を知ることが出来る
PopIII and Extremely Metaldeficient Low-mass Stars
PopIII star
Massive
EMD star
寿命が短い
Low mass も存在す
る
宇宙初期にSNを
Low Metal
起こして消滅
宇宙初期に誕生
Metal-deficient （low-mass）starは宇宙初期の単一
のPrimordial SNRによって作られた？
SNR による星形成Scenario（1）
① CDM theoryによって作られたcloud(105～108M◎)内部で
PopIII star（massive）が形成
② PopIII star がSNを起こし、shock frontにshellを形成
（at z=10～50）
③ SNR shellがcloud内のgasを掃き集めながら膨張
④ Shellがgasのradiative coolingによって冷えて重力不安定
になりfragmentationを起こす
⑤ Fragmentsがさらに収縮して密度が増加し内部で星形成
が起こる
EdS universe
Dark Matter
Ω=1 Ωb=0.05
h = 0.7
Baryon
Supernova
shell
PopIII star
SNR
shell内部での
星形成を考える
SNR による星形成Scenario（2）
Tsujimoto,Sigeyama&Yoshii(1999)
SNRのshell内部での星形成
Shell の質量からSFR,IMFを仮定
Metal の分散よりmetal-free stars の存在比率を導出
Ferrara(1998)
SNeによりhost cloudが吹き飛ばされてIGM 内にshockが伝わる
H2 formationにより星形成が促進
Uehara&Inutsuka(2000)
Shock が起きた後での星形成
H2 + HD（低温で有効）をcoolant として使用
しかし
Cloud内部でSNRの進化を考慮にいれた初期
の星形成の研究は少ない
Our Study (1)
あ
One Supernova shell によるhost cloud内部での星形
成に至るまでのプロセスを考えた
以下の点が特徴的である
Host cloud 内部での星形成
cloud 内部で発生したprimordial SNの進化の計算
（radius,swept mass,temperature）
Surroundings の密度、SNのenergyを変化させてcloud内
でfragmentationが起こる条件
 Cloud内のcoolingに低温で有効なHDを取り入れた
Our Study (2)
特に次の点についての考察を行った
1. Host cloud 内部のgasを掃き集めたSNR shellは重
力不安定になりfragmentationを起こすか？あ
2. １でfragmentationが起きた場合、観測されている
ようなlow-mass star の形成は可能か？あ
Our Study (3)
実際の計算は以下の２段階に分けて行った
1. SNR shell がfragmentationを起こす前

解析解を使ったSNRの計算

Shell 内部でのgasのabundanceとそのcoolingによる温度変化

tff<tdyn で分裂
2. fragmentationを起こした後

Fragments 内部でのgas abundance とcooling

密度の増加

Jeans mass の導出
2 CALCULATION
初期宇宙での低質量星の形成過程を調べるために以下のような計算を実行した
①Evolution of the SNR
we consider the evolution of the SNR as follows
1. Free expansion
2. Sedov-taylor
3. Pressure driven snowplow
4. Momentum conserving snowplow
②Chemical reactions in the shell
1. 12 elements (H,H+,H-,He,He+,He++,H2,D,D+,HD,HD+,e)
2. 23 reactions － Abel 1997,Galli & Pall 1998
3. Reaction rate – Abel 1997,Galli & Pall 1998
③Temperature of the shell
1. Energy equation
  1 dn 
dT
 (  1)   

dt
p
n
dt


2. Cooling function (Λ)
Inverse Compton , H , He ,H2 , HD
low metal gas ではmetalによるcooling がほとんど効かない
④Density in the shell
1. Shellがガスを掃き集めJeans条件（tff<tdyn）が満たされた時点
でshellは球対称／円柱状に分裂 →fragmentationの条件
2. Shell内部の密度の増加 dn/dt=n/tff 計算する
3. Gasがoptically thick（n～1011）になった密度で計算を止めその
時点の温度と密度を用いてJeans 質量を導出する
⑤Initial condition
Supernovaのエネルギーεと赤方偏移 z(=host cloudの密度)を以
下のように変えて２０通りの計算を行った
ε=1051 , 3×1051 ,5×1051 ,1052 [erg]
z=10,20,30,40,50 (ρ(z) /ρ(z=10) =1,8,27,64,125 倍)
3 RESULT
1 SNRの進化とfragmentation
Primordial SNRについて行った計算の
内以下の結果を示す
timescale [year]
texp
↓
1. SNRの半径の進化
2. SNR shellのよってはき集められた
質量
←tcool
3. SNR shell velocityとhost cloudから
のescape velocity
4. fragmentation(shell内部でtff<tdynが
満たされたとき)の可能な領域
経過時間 [year]
1.1Evolution of the SNR radius
Z(密度)の違いによる半径の変化
energyの違いによる半径の変化
100[pc]
100 [pc]
RSNR
z=２０
ε=１ｄ５１
z=10→
52 →
ε=10
低密度
Fragmentation までの時間
RSNR
z
10 20 30 40 50
←ε=1051
←z=50
高密度
t [106
19
year]
12 7.9 5.7 4.9
106[year]
経過時間[year]
ε=1051
Z
R
[pc
10
20
30
40
50
181
85
52
36
28
ε
51
z=20 (10 erg
)
1
3
5
10
1.2 Swept mass by the SNR
ε=１ｄ５１
ε=1051
z
10 20
M
4.7 3.2 2.5 1.9 1.7
[104M◎]
30
z=20
ε
M
[104M◎]
1051 3e51
3.2
5.3
40 50
最終的にどのケースも～104M◎
swept mass
の質量を掃き集める
5e51 1052
6.6
上図：赤方偏移（密度）
の違いによるSNR
によってはき集め
られた質量の変化
下図：爆発時のenergy
の違いによる変化
9.1
z=２０
ε=1052
→
↑
106M◎
←ε=1051
経過時間[year]
1.3 SNR velocityの時間進化と
escape velocity
z=50
z=20
大
v
6
10
→
106M
M◎
◎→
小
SNRの速度の変化(z=20：const)
SNRの速度の変化(z=50)
点線はhost cloud が10
の106M◎のescape velocity
51,1052
51[erg]の時escape
energyが1051,5×10
energyが5×10
,1052 [erg]いずれの場合もhost
velocity を越えているので
cloud を破壊
せず内部に留まる
host
cloud を破壊
1.4 fragmentation 可能領域
50
fragmentation 可能
←M=106M◎
Z
M=8×105M◎→
fragmentation 不可能
←M=2×106M◎
10
1e+51
energy
1e+52
青色：SNRによってcloud内でfragmentation が起きる領域(SNRのvelocityが
escape velocity より小さく、十分なmassを集めて重力不安定になる領域)
白色：fragmentationが起きない領域
2 fragmentation後のgas雲の進化
（low mass starの形成）
SNR shellがfragmentation(tff<tdyn)を起こした
後のshell内部について以下の事を調べた
1. fragmentation 前のshell 内部とその後の
fragments内部でのelementのfractional
abundance
2. Cooling rate の変化
3. fragmentation後の温度変化とJeans Mass
(spherical or cylindrical collapse)
SNR shellの分裂
Spherical Collapse
fragmentation
fragmentation
shell
SNR
After fragmentation
phase
Before fragmentation phase
Cylindrical Collapse
Spherical
SNR Collapse
shellの分裂
Spherical Collapse
optically thick(n～1011)で収縮が止まり、
Jeans質量に分裂
Cylindrical Collapse
2.1 H,H2,HDのfractional abundance
Before fragmentation
After fragmentation
分裂
T
H2 ：1.1×10‐6 →7.8 ×10-2
HD：1.2 ×10‐12 →1.2× 10-5
n
cylindrical
spherical
7.8 ×10-2 → 0.84
0.85
1.2× 10-5 →3.4×10
→1.7 ×10-5-5
2.2 H,H2,HDのcooling rate
Before fragmentation
After fragmentation
分裂
T
temperature
温度が104[K] でHからH2が
102[K]でH2からHDの
cooling が優勢になる
nn
number density
density
number
cylindrical
spherical
Number densityが108以降
再びH2 cooling が優勢にな
る
2.3 温度変化とJeans Mass
T
MJ
T
MJ
spherical
cylindrical
S:spherical
C:cylindrical
Optically thick limit であるn=1011まで計算を進めたとこ
ろ以下のような結果が求まった
Spherical collapse
T = 414 [K]
MJ = 0.5 [M◎]
cylindrical collapse
T =102 [K]
MJ = 0.05 [M◎ ]
4 SUMMARY
 今回の研究では宇宙初期のgas cloud(105～
107M◎程度）内部でSNが発生したとして以下の
事について研究を行った
1. Host cloud 内部のgasを掃き集めたSNR shellは
重力不安定になりfragmentationを起こすか？
2. １でfragmentationが起きた場合、観測されている
ようなlow-mass star の形成は可能か？
4 SUMMARY
1. Host cloud 内部のgasを掃き集めたSNR shell
は重力不安定になりfragmentationを起こす
か?
結果
host cloud 内で十分にgasを掃き集めて
fragmentationを起こす
ただし以下の場合は起こらない
 Low-z：周囲のgas 密度が低いため
 High-energy SN（hypernova,multiple SN ）：
fragmentationが起こる前にhost cloudのescape
velocity を超えてcloudを破壊するため
4 SUMMARY
2. １でfragmentationが起きた場合、観測されている
ようなlow-mass star の形成は可能か？
結果
可能 (Extremely metal-deficient low-mass star が
形成される)
fragmentation が起こった後spherical ,cylindrical
collapseについてoptically thickの条件までJeans
Massを計算したところ0.8 M◎以下になった
(0.5M◎：spherical 0.05M◎：cylindrical)
観測可能
5 DISCUSSION
Metal abundanceについて
放出されたmetalとshellによってかき集められた
mass からおおよそのmetal abundance を求めると
MFe ～ 0.1M◎ Mshell～104M◎
[Fe/H]～10-3
ただしこの値はmetalのmixingにもよるので実
際には10-3 付近に分散していると考えられる
primordial Supernova によって形成された星
は EMD starとして観測する事が可能

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