[論文レビュー] In situ formation of the massive stars around SgrA*

Michela Mapelli, T. Hayfield+2 more|ArXiv.org|May 2, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 9

ひとこと要約

本論文は、SgrA*周辺の巨大星が、銀河中心へと降下する分子雲が潮汐力によって圧縮され、密度の高い円盤を形成することで、現地で形成された可能性を提案している。シミュレーションの結果、約60万年以内に、約6,000 M☉の星が薄い円盤（0.06–0.5 pc）で形成され、観測された性質とトップヘビーな初期質量関数と一致する。

ABSTRACT

The formation of the massive young stars surrounding SgrA* is still an open question. In this paper, we simulate the infall of an isothermal, turbulent molecular cloud towards the Galactic Centre (GC). As it spirals towards the GC, the molecular cloud forms a small and dense disc around SgrA*. Efficient star formation (SF) is expected to take place in such a dense disc. We model SF by means of sink particles. At ~6x10^5 yr, ~6000 solar masses of stars have formed, and are confined within a thin disc with inner and outer radius of 0.06 and 0.5 pc, respectively. Thus, this preliminary study shows that the infall of a molecular cloud is a viable scenario for the formation of massive stars around SgrA*. Further studies with more realistic radiation physics and SF will be required to better constrain this intriguing scenario.

研究の動機と目的

• SgrA*近傍の巨大な若い星が、銀河中心へ向かって降下する分子雲から現地で形成可能かどうかを調査すること。
• 特大質量ブラックホールの潮汐力が及ぼす破壊的影響を、潮汐圧縮と円盤形成がどのように克服できるかを特定すること。
• 密度が高く自己重力が働く円盤内での星形成が、SgrA*周辺の星の円盤の観測された質量、半径、初期質量関数を再現できるかどうかを検証すること。
• クラスタ降下モデルとは対照的に、現地形成シナリオが現実的に成立するかどうかを評価すること。

提案手法

• N体/滑らか化粒子法（SPH）シミュレーションにより、3.5×10⁶ M☉のブラックホールを有するSgrA*へ向かって降下する4.3×10⁴ M☉、15 pcの半径を有する等温分子雲の挙動をモデル化した。
• 星形成をモデル化するためにシンク粒子法を用い、質量吸着とフィードバックは現象論的に扱った。
• 重力ポテンシャルには、SMBHと観測された銀河中心の密度プロファイルに一致する剛体背景ポテンシャルを含めた。
• 乱流速度場は、k⁻⁴のスペクトルを持つように設定し、速度分散がl¹ᐟ²に比例するようにした。
• 初期の雲はわずかに自己重力的に束縛されており、密度の高い分子ガスに一致する10 Kの温度を有する。
• 観測された星の質量関数に一致させるために、0.5の二重星頻度と等質量の成分を仮定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SgrA*周辺の巨大星の現地形成は、単一の分子雲の降下と潮汐圧縮によって説明可能か？
• RQ2 生成されたガス円盤内で、効率的かつ急速に星形成が進行し、トップヘビーな初期質量関数が得られる条件は何か？
• RQ3 特大質量ブラックホール周辺の密度の高い円盤形成が、母体雲の潮汐破壊をどのように回避できるか？
• RQ4 雲の降下シミュレーションにおいて、観測された空間的分布（0.06–0.5 pc）と質量（約6,000 M☉）を持つ星の円盤を再現できるか？
• RQ5 円盤のトゥーマー安定性パラメータが、特徴的な星の質量を決定づける役割を果たすか？

主な発見

• 約6×10⁵年後には、内半径0.06 pc、外半径0.5 pcの薄い円盤内で、約6,000 M☉の星が形成された。これは観測された円盤の寸法と一致する。
• シミュレーションで得られた星の初期質量関数はトップヘビーであり、最も重い星は161 M☉に達しており、SgrA*近傍の若い巨大星の観測結果と一致する。
• トゥーマーの最も不安定な波長（λₘᵤ）は、約0.37 pcで約4.1×10¹⁶ cmに達し、これにより特徴的な星の質量が約30 M☉と予測され、シミュレーション結果と一致する。
• 高いガス密度のため、星形成は円盤形成の初期段階から開始され、約60万年以内に大部分のガスが星に変換された。
• 対照的に、孤立した雲のシミュレーションでは、1200万年を過ぎるまで巨大星は形成されず、SMBHの力学的影響が急速かつ大質量星形成を可能にする要因であることが確認された。
• 星形成時間スケールを5倍に延ばしても結果は一貫しており、観測された200万年未満の形成ウィンドウ内に収まる。