磁場と角運動量を持つ星間雲から星への進化

磁场和角动量从星际云到恒星的演化

• 批准号: 05217208
• 负责人: 富阪 幸治
• 金额: $ 0.9万
• 依托单位: Niigata University
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas
• 财政年份: 1993
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1993 至 无数据
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-05217208/
• 关键词: 磁気流体力学; 星間雲; 磁場; 数値計算法

1.星間雲が重力収縮して行く過程について,数値磁気流体力学的な方法を用いて調べた。このときの収縮は,内側から外側へ起こる。つまり,磁場と熱圧力によって自己重力を支えられない場合は,周辺部ではほとんど収縮が起こらない間に中心で高密度のコアが形成され,その部分だけが動的に収縮を続ける。これを追跡するには,コアの部分を空間高分解能で追跡することが必要であるが,今回,これに最適な数値計算法nested grid(入れ子グリッド)法を開発した。2.nested grid法では(軸対称2次元の場合)中心の1/4の領域を1/2の幅の細かいメッシュ点を持つ入れ子のグリッドで覆い,中心部はこのグリッドで計算するう。そのさらにその1/4の領域をさらに1/2の細かいメッシュ点を持つ入れ子のグリッドで覆う。この方法によって,高い空間分解能と高速の計算という二律背反的な条件をあわせ持つ計算法を開発することができた。3.今年度は,これを軸に平行な磁場に貫かれた円柱状の等温星間雲の重力収縮過程の研究に適用した。これによって,(1)磁場の効果によって,磁場に垂直なディスクが形成される。(2)中心部が暴走的な収縮をするのは,このディスクの質量/磁束比が(圧力平衡解の解析によって知られている)特性値を越えた場合に限られる。(3)これは,磁気圧と熱圧の比が一定のモデルを考えると,この比が100程度以上になった場合におこる。以上の点が明らかになった。

Between 1 star cloud が gravity 収 shrinkage し て line く process に つ い て, the numerical magnetic 気 fluid mechanics method な を use い て adjustable べ た. <s:1> と と へ ら constricted と, from the inner side ら ら to the outer side へ る る. つ ま り, magnetic と hot pressure に よ っ て his gravity を え ら れ な は い situations, week 6 辺 で は ほ と ん ど 収 shrinkage が up こ ら な い に centres で high-density の コ ア が form さ れ, そ の part だ け が moving に 収 shrinkage を 続 け る. こ れ を tracing す る に は, コ ア の part を space high decomposition can で tracing す る こ と が necessary で あ る が, today back, こ れ に optimum な nested calculation method of the numerical grid (into れ son グ リ ッ ド) method を open 発 し た. 2. Nested grid method で は の said seaborne 2 yuan (axis) center の 1/4 1/2 の を の field amplitude の fine か い メ ッ シ ュ point son を hold つ into れ の グ リ ッ ド で い, center department は こ の グ リ ッ ド で computing す る う. Youdaoplaceholder0 さらにそ さらにそ <e:1> 1/4 of the field をさらに1/2 of the field fine メッシュ メッシュ point を holds れ into れ グリッドで cover う. こ の way に よ っ て, high spatial decomposition can と high-speed の い と い う な conditions of antinomy を あ わ せ を open calculation method of holding つ 発 す る こ と が で き た. 3. This year, the research on the <s:1>, <s:1> れを axis に parallel な magnetic field に passing through the れた れた cylindrical <s:1> isothermal interstellar cloud <s:1> gravitational contraction process <e:1> is applicable to に た. Youdaoplaceholder2 れによって,(1) the magnetic field <s:1> effect is によって, and the magnetic field に perpendicularly なディス なディス が が forms される. (2) the central が outbreak of な 収 shrinkage を す る の は, こ の デ ィ ス ク の quality/magnetic beam than が (pressure balance の analytic solution に よ っ て know ら れ て い る) features the more numerical を え た occasions に limit ら れ る. (3) こ れ は, magnetic 気 圧 と hot 圧 の than が certain の モ デ ル を exam え る と, こ の than が above 100 degree に な っ た occasions に お こ る. The above <s:1> point が indicates ら になった になった.

项目成果

Tomisaka,K: "Extended Hot Gas Halo around Starburst Galaxies" Publ.Astron.Soc.Japan. 45. 513-528 (1993)

富坂，K：“星爆星系周围的扩展热气光环”Publ.Astron.Soc.Japan。

Tomisaka,K.: "The Evolusion of Superbubble and Supernova Remnants in the Magnetized Interstellar Medium" Numerical Simulations in Astrophysics. (in press). (1994)

富坂，K.：“磁化星际介质中超级气泡和超新星遗迹的演化”天体物理学数值模拟。

Bregman,J.N.: "X-ray Emission from the Starburst Galaxy IC 342" Astrophys.J.Letters. 415. L79-L82 (1993)

Bregman,J.N.：“星爆星系 IC 342 的 X 射线发射”Astrophys.J.Letters。

Kikutomo,T.: "^<12>CO(J=1-0)Mapping of the Merging Galaxy NGC 3310" Astron.J.106. 466-472 (1993)

Kikutomo,T.：“^<12>CO(J=1-0) 合并星系 NGC 3310 测绘”Astron.J.106。

Tomisaka,K.: "Collapse and Fragmentation of Magnetized Cylindrical Clouds" Numerical Simulations in Astrophysics. (in Press). (1994)

富坂，K.：“磁化柱状云的坍缩和破碎”天体物理学中的数值模拟。