3次元多重格子輻射磁気流体力学シミュレーションを用いた星形成現象の系統的研究

原始星形成過程においてファーストコア(星形成の初期に形成される過渡的な準平衡天体)の中心温度が約2000Kに達すると水素分子が解離する。この反応は吸熱反応であり、それによって力学平衡を保てなくなりファーストコアは崩壊する。この過程(セカンドコラプス)は水素分子が完全に解離するまで続き、解離が終了すると再び断熱的となり再び準平衡天体が形成される。これがセカンドコアまたは原始星コアであり、以後周囲からのガス降着で成長する、いわば星の種である。今年度はこれまでのシミュレーションを拡張し、このセカンドコラプス以後の段階を調べるために計算コードに現実的状態方程式と非理想MHD効果を新たに導入した。これら新しい物理過程を導入することにより、世界で初めて分子雲コアから原始星コアに至る星形成過程を直接輻射磁気流体計算することに成功した。理想MHDの計算では磁場による効率の良い角運動量輸送の結果原始星コアはほぼ無回転であり、星周円盤が形成されない"Magnetic Braking Catastrophe"と呼ばれる問題があるが、抵抗性MHDでは磁場の散逸により角運動量輸送が抑制され、原始星コア周囲に星周円盤が短時間で形成されることを示した。また、回転によってトロイダル磁場が増幅され、その磁気圧勾配によって高速の細いジェットが駆動されることもわかった。これは観測されているアウトフローの構造と整合的な結果である。並行して、前年度までに引き続いて輻射磁気流体計算の結果から観測的性質の予測を行い、その結果に基づいて観測グループと共同で実際にALMAの初期科学運用やSMAなどに観測提案も提出した。特に国立天文台の大橋教授らのグループと共同で提出した観測提案は9倍の厳しい競争を勝ち抜いて採択され、近く観測結果とシミュレーションを直接比較することが可能になると期待している。

原始星形成過程においてファーストコア(星形成の初期に形成される過渡的な準平衡天体)の中心温度が約2000Kに達すると水素分子が解離する。この反応は吸熱反応であり、それによって力学平衡を保てなくなりファーストコアは崩壊する。この過程(セカンドコラプス)は水素分子が完全に解離するまで続き、解離が終了すると再び断熱的となり再び準平衡天体が形成される。これがセカンドコアまたは原始星コアであり、以後周囲からのガス降着で成長する、いわば星の種である。今年度はこれまでのシミュレーションを拡張し、このセカンドコラプス以後の段階を調べるために計算コードに現実的状態方程式と非理想MHD効果を新たに導入した。これら新しい物理過程を導入することにより、世界で初めて分子雲コアから原始星コアに至る星形成過程を直接輻射磁気流体計算することに成功した。理想MHDの計算では磁場による効率の良い角運動量輸送の結果原始星コアはほぼ無回転であり、星周円盤が形成されない"Magnetic Braking Catastrophe"と呼ばれる問題があるが、抵抗性MHDでは磁場の散逸により角運動量輸送が抑制され、原始星コア周囲に星周円盤が短時間で形成されることを示した。また、回転によってトロイダル磁場が増幅され、その磁気圧勾配によって高速の細いジェットが駆動されることもわかった。これは観測されているアウトフローの構造と整合的な結果である。並行して、前年度までに引き続いて輻射磁気流体計算の結果から観測的性質の予測を行い、その結果に基づいて観測グループと共同で実際にALMAの初期科学運用やSMAなどに観測提案も提出した。特に国立天文台の大橋教授らのグループと共同で提出した観測提案は9倍の厳しい競争を勝ち抜いて採択され、近く観測結果とシミュレーションを直接比較することが可能になると期待している。