初代銀河形成の数値シミュレーション

近年、高赤方偏移銀河の観測が精力的に行われているが、その重元素の獲得過程と星質量分布は未だに明らかになっていない。本研究では、金属量と星質量の関係に着目し、初期宇宙において形成される星の質量について調べた。今のところ、銀河系ハロー中の長寿命星の観測から、初代星は大質量星（1太陽質量以上）であり、宇宙の金属量が増加する過程で最初の小質量星が形成されたことが示唆されている。これを確かめるため、様々な金属量（百万分の一～千分の一太陽金属量）を持つガス雲の重力収縮過程について3次元流体計算を行い、小質量星が形成される条件を求めた。より現実的なダストモデルとして、初代星の超新星によって生成されるダストのモデルを用いた。また、分子雲中のダスト成長を初めて考慮した。4つのガス雲について計算を行った結果、各金属量に対して4個中1個のガス雲のみ分裂することが分かった。一般に、ガス雲の熱的過程による分裂は、まず放射冷却によって球対称崩壊に対して不安定となり、ガスが伸長することによって起こる。そして、ガス雲のアスペクト比がある値（~20）に達すると、分裂が促進されることが知られている。十万分の一太陽金属量では、1つのガス雲に対してダスト冷却によるガス雲の分裂が見られた。また、一万分の一～千分の一太陽金属量では、水素分子生成に伴う加熱でガスが安定化され、分裂が抑制されることがわかった。ただし、一万分の一太陽金属量の場合、1つのガス雲においてはOH分子による冷却がガスの伸長を促進し、最終的に分裂が見られた。このようにガス雲によって重要な冷却／加熱過程が異なるのは、収縮時間の違いによって断熱圧縮加熱率が異なり、収縮過程において化学反応率や各化学種の冷却率に違いが現れるためである。本研究によって、金属量だけではなく収縮時間もガスの分裂条件を決定し得ることが初めて示された。

近年、高赤方偏移銀河の観測が精力的に行われているが、その重元素の獲得過程と星質量分布は未だに明らかになっていない。本研究では、金属量と星質量の関係に着目し、初期宇宙において形成される星の質量について調べた。今のところ、銀河系ハロー中の長寿命星の観測から、初代星は大質量星（1太陽質量以上）であり、宇宙の金属量が増加する過程で最初の小質量星が形成されたことが示唆されている。これを確かめるため、様々な金属量（百万分の一～千分の一太陽金属量）を持つガス雲の重力収縮過程について3次元流体計算を行い、小質量星が形成される条件を求めた。より現実的なダストモデルとして、初代星の超新星によって生成されるダストのモデルを用いた。また、分子雲中のダスト成長を初めて考慮した。4つのガス雲について計算を行った結果、各金属量に対して4個中1個のガス雲のみ分裂することが分かった。一般に、ガス雲の熱的過程による分裂は、まず放射冷却によって球対称崩壊に対して不安定となり、ガスが伸長することによって起こる。そして、ガス雲のアスペクト比がある値（~20）に達すると、分裂が促進されることが知られている。十万分の一太陽金属量では、1つのガス雲に対してダスト冷却によるガス雲の分裂が見られた。また、一万分の一～千分の一太陽金属量では、水素分子生成に伴う加熱でガスが安定化され、分裂が抑制されることがわかった。ただし、一万分の一太陽金属量の場合、1つのガス雲においてはOH分子による冷却がガスの伸長を促進し、最終的に分裂が見られた。このようにガス雲によって重要な冷却／加熱過程が異なるのは、収縮時間の違いによって断熱圧縮加熱率が異なり、収縮過程において化学反応率や各化学種の冷却率に違いが現れるためである。本研究によって、金属量だけではなく収縮時間もガスの分裂条件を決定し得ることが初めて示された。