太陽系星雲の起源と変遷

太阳星云的起源和演化

• 批准号: 62611006
• 负责人: 長谷川 博一
• 金额: $ 8.96万
• 依托单位: Kyoto 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: 1987
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1987 至 无数据
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-62611006/
• 关键词: 惑星系星雲形成における磁場の効果; 天体赤外線偏光観測; 双極分子流; 隕石磁気; 太陽系星雲の冷却; 超新星における固体微粒子形成

1.惑星系星雲の形成過程, (1)重力収縮する星間雲における磁場の散逸について密度の広い範囲にわたり理論的に研究した結果(i)nH【less than or similar】10^<11>cm^<-3>では磁場はガスによく凍結していること, (ii)nH【greater than or similar】5×10^<11>cm^3ではオーム散逸が有効で磁場はガスの運動から切り離されること, (iii)雲が熱輻射に対して不透明になり温度が1000Kをこえると, 熱電離による電離度の上昇のため磁場は再びガスと強く結合することが明らかになった. (2)観測では双極分子流天体にひろく氷の吸収が見出された. また星生成領域の偏光サーベイを続け約50個の天体に有意な偏光を見出したが, なかには80%を越える偏光度をもつもの(Cha IRN NGC6334V)も〓〓〓隕石磁気, 自然残留磁化(NRM)とその生成過程の実験的追跡結果に基いて隕石生成時の磁場強度Hを求める実験的研究を開始した. 予備的実験として炭素質コンドライト・普通コンドライト・エコンドライトの3群につきそれぞれのNRMの安定性と実験的再現性に関する基本的研究を行い, エコンドライトについてはH=0,01〜0.1Oeの範囲にあるとの結果を得た.3.星雲の熱史と固体の形成及び集積, (1)固体の集積過程を明らかにするため, 乱流による熱輸送・乱流加熱・太陽からの輻射加熱を考慮し, 星雲形成直後の冷却過程を調べた結果(1)対流による熱輸送は小さく, 星雲の冷却時間は輻射のみを考慮した従来の結果と同じであること, (ii)かりに初期があっても, 100年程度で対流は衰え, 輻射平衡となることが明らかになった. それ故Linらの定常乱流星雲モデルは適当でない. (2)固体の形成過程については, 超新星爆発時の微粒子形成が核生成成長過程を通して起るとして調べられた結果(i)最外層のH層ガス中では微粒子は数〓程度, (ii)He及びC層ではサブミクロンの炭素励微粒子ができ, (iii)OSi層では26ALを含む各種鉱物微粒子が形成されることが明らかになった.

1. A theoretical study of the formation of galaxies and nebulae is carried out. The results are as follows: (1) The dispersion of magnetic field in interplanetary clouds due to gravitational contraction (i)nH [less than or similar] 10^ cm^, the freezing of magnetic field<11><-3>, (ii) nH [greater than or similar] 5×10^<11>cm ^3, the dispersion of magnetic field, the motion of magnetic field, the separation of magnetic field, (iii) the thermal radiation of clouds due to opacity at 1000K, the thermal ionization, the rise of magnetic field, and the strong ionization of magnetic field. (2)A dipole molecular flow object is detected. About 50 objects in the star formation field were found to be intentionally polarized, and more than 80% of them were found to be polarized (Cha IRN NGC6334V). The study of meteorite magnetism, natural residual magnetization (NRM) and the process of star formation was started. Basic research on the stability and reproducibility of NRM in three groups of carbon quality preparations was carried out, and the results were obtained in the range of H=0,01 ~ 0.1Oe. 3. Thermal history and solid formation and accumulation.(1) Solid accumulation process was clarified. Turbulent heat transport, turbulent heating, solar radiation heating are considered, and the cooling process after nebula formation is adjusted.(1) The heat transport of the nebula is small, and the cooling time of the nebula is considered. The same results are obtained.(ii) The initial period is 100 years. The cooling process of the nebula is 100 years. Therefore, Lin's steady state turbulent nebula is not suitable. (2)The formation process of solid particles during supernova explosion and the nuclear generation and growth process are conducted. As a result,(i) the number of particles in the outermost H layer is reduced, (ii) the carbon excitation particles in the He and C layers are reduced, and (iii) the OSi layer is reduced to 26AL.

项目成果

S.Ido,Y.Nakagawa,K.Nakazawa: Icarus. 69. 239-248 (1987)

S.Ido、Y.Nakakawa、K.Nakazawa：伊卡洛斯。

S.Sato,M.Famwa,T.Yamashita: Mon.Not.Roy.Astr.Soc.230. 321-329 (1988)

S.Sato、M.Famwa、T.Yamashita：Mon.Not.Roy.Astr.Soc.230。

T.Nakano: Mon.Not.Roy.Astr.Soc.230. 551-571 (1988)

T.Nakano：Mon.Not.Roy.Astr.Soc.230。

T.Kozasa,H.Hasegawa: Progr.theoret.Phys.77. 1402-1410 (1987)

T.Kozasa，H.Hasekawa：Progr.theoret.Phys.77。

T.Nakano: "The behaviour of magnetic fields in starforming ragions, In"Galacticand Extvagalactic star Formation" et.by RPudritzd M.Fich." Reidel Publ.Co.Dordvecht, (1988)

T.Nakano：“恒星形成区域中磁场的行为，参见 RPudritzd M.Fich 的《银河系和外星系恒星形成》等”。