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