現代的な星形成理論構築に向けた、分子雲におけるフィラメント構造の進化過程の研究

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星は銀河中の水素分子からなる分子雲の高密度領域で形成される。観測によって、その高密度領域がフィラメント状であることが分かった。よって、星形成過程を理解するためにはフィラメントがどのように進化し星形成に至るかを知る必要がある。観測結果からフィラメントは線密度によらず0.1 pc の幅を持っていることがわかっている。しかしながら、高い線密度のフィラメントは自己重力が強いので細くなるという理論的示唆があり、観測結果と矛盾している。この問題は10年以上誰も解けなかった未解決問題である。本研究では現実的なフィラメント進化過程を解明しこの矛盾を解くことを目的とし、大規模磁気流体シミュレーションにより研究を行った。使用するコードはこれまでにも利用してきた自己重力入りの磁気流体コードであるAthena++を用いる。Athena++はガスと磁場が結合する枠組みである理想磁気流体力学の方程式を解くが、フィラメントのような強磁場下ではガスと磁場の結合が破れる両極性拡散が起こる。本研究では両極性拡散を取り入れた計算を行う。フィラメントの幅を 0.1 pc に保つ候補機構としてフィラメント内に駆動された乱流の動圧がある。フィラメントの進化過程ではフィラメントへのガス降着が起こっており、降着流がフィラメントにぶつかるところで「遅い磁気流体衝撃波」を立てると考えられる。遅い磁気流体衝撃波面は不安定であり、この不安定性がフィラメント内部に乱流を駆動してフィラメントの幅を保つのに必要な乱流圧を与えるかどうかをシミュレーションにより調べた。その結果、磁気流体不安定性と磁気拡散の組み合わせによって起こる、フィラメント内部に効率よく乱流を駆動できる機構を発見した。さらに観測されているような大質量フィラメントの幅を測定したところ約0.1pcであり、観測結果と整合的な結果を得た。