分子雲形成・進化・破壊と大質量星形成過程に基づいた銀河進化史の解明

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膨張宇宙の基本的な構成要素である銀河の進化史・星形成活動史を明らかにすることは, 宇宙全体の進化史を解明するために不可欠である. しかし星形成活動に関わる素過程は6桁以上の幅広い空間スケールにわたる動的で複雑な過程である. 星の母天体である分子雲が星形成の初期条件として重要であり．本研究は個別の分子雲進化過程を詳細に計算することで, 銀河全体の星形成過程と個別の星形成過程を結ぶことを目標としている. 今年度は分子雲形成初期段階に着目したHIガスの超音速衝突流のシミュレーションを行なった．ここでは冷却過程でHIガスが冷却し粒状構造へ進化する過程(熱不安定性)を詳細に計算した．上流のHIガスの密度揺らぎが熱不安定性の種となる．本研究で解明された主要な事項は，主に以下の2点である．1) 密度揺らぎの分散が平均密度に対して<10%にとどまるような極めて均一なHIガスの場合(以下「小揺らぎ領域」と呼ぶ), 衝撃波面でのエネルギー散逸が効率良く発生し，冷たいHIガスが系の質量の75%を占めるにまで生成される. 一方で密度揺らぎの分散が>10%に及ぶ大きな構造があるHIガスの場合(以下「大揺らぎ領域」と呼ぶ), 衝撃波面が大きく湾曲しエネルギー散逸の効率が落ちるため，冷たいHIガスの生成は質量で<45%程度に抑えられる.2) この結果，小揺らぎ領域では熱不安定ガスの冷却長を充分解像することが，10pc程度に平均化した分子雲の大局的性質(平均密度など)の収束性にも直接影響するとわかった．一方で大揺らぎ領域では冷たいHIガスの生成が抑制され，またこの系のカオス性も反映されるため，冷却長を空間分解しない計算でも見かけ上は収束性が現れることがわかった．これらの内容について, 国内発表5回と論文1編として出版して，成果報告を行った．