太陽系星雲の起源と変遷

点击翻译按钮获取中文摘要

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.