平成27年1月19日（月）- 21日（水） 初代星研究会@東北大 初期宇宙における超大質量星 形成の数値計算 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 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SMBH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 1/13 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⦿ 成長時間や降着速度に問題あり BH質量Mは 輻射効率 組成：水素約75%、ヘリウム約25% ・ ・E）で102 M⦿から2×109 M⦿になるまでの時間は エディントン降着（m=m > (z=20からz=7までの時間) さらにエディントン降着を維持できるとは限らない 2/13 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 3/13 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 4/13 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~100 yr 高降着率期は典型的に~103 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) 5/13 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 6/13 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 7/13 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 8/13 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 ] 9/13 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 ] 10/13 星が収縮する条件 • 星が熱緩和する時に星は収縮する • これは式では t低降着率期 > t熱緩和 という条件 星縮む • t熱緩和は時間とともに大きく なる • そのためt低降着率期が長いほど 星が収縮するチャンスが多く フィードバックも効きやすい • 計算によりt低降着率期~1000 yr がフィードバック効く臨界値 時間スケール [ yr ] 104 103 A 270 yr t低降着率期 102 104 103 t熱緩和 C 1080 yr 102 101 102 103 104 時間 [ yr ] 105 11/13 現実のt低降着率期はどのくらいか？ • 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最 も長く見積もって • 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 • 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、多次元流体シ ミュレーションを行う必要がある 12/13 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 • 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 13/13
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