2017 Fiscal Year Research-status Report
Understanding the accretion phase of star formation
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17K05387
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| Research Institution | Kyushu University |
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Principal Investigator |
町田 正博 九州大学, 理学研究院, 准教授 (10402786)
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| Project Period (FY) |
2017-04-01 – 2021-03-31
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| Keywords | 星形成 / 磁気流体 / 原始星 / 原始惑星系円盤 / 分子雲コア / アウトフロー / ジェット |
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| Outline of Annual Research Achievements |
星は分子雲コアというガスのかたまりが自身の重力で収縮することによって誕生する。また、星間空間には、マイクロガウス程度の磁場が存在する。近年ALMAなどの観測によって分子雲コアは強い磁場によって支えられていることが分かってきた。古典的に、重力に対して磁場によって支えられているコアを磁気的亜臨界コア、重力がローレンツ力に打ち勝っているコアを磁気的超臨界コアと呼ぶ。星形成過程は分子雲コアの収縮から星が誕生するまで５桁以上も空間スケールが異なり、収縮の過程でアウトフローの駆動や回転円盤の形成など様々な現象が起こる。そのため数値シミュレーションを用いて研究が行われてきた。しかし、今まで行われてきたシミュレーションのほとんどが磁気的超臨界コアを仮定したものだった。
この研究では、磁気的亜臨界コアを仮定しその中での星形成過程を解明するために数値シミュレーションを用いて分子雲コアの収縮から星が誕生するまでの計算を行った。星形成コアは磁場によって支えられているため自己重力によって即座に収縮を開始しない。しかし、分子雲コアは弱電離プラズマであるガスであるため、時間と共に磁気双極性拡散によって磁場が弱まり収縮する。この研究では、今まで使用していた磁気流体多層格子法の数値コードに磁気双極性拡散の効果を実装しシミュレーションを行った。
研究の結果、分子雲コアが磁気的亜臨界コアであった場合には、磁気制動によってコアの角運動量が極端に減少することが分かった。そのため、収縮の過程で回転円盤が形成せず、回転円盤から噴出するアウトフローも現れない。結果、磁気的亜臨界コアと磁気的超臨界コアでは星形成過程が大きく異なることが分かった。この結果は、今後のALMAなどの観測によって確認されると考えられる。そのため、星形成過程を解明するために重要である。
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| Current Status of Research Progress |
Current Status of Research Progress
2: Research has progressed on the whole more than it was originally planned.
Reason
この研究では、星形成の後期段階を解明することを目的としている。以前の研究で磁気的超臨界コアの前期段階(原始星が形成される前の段階)は解明されている。今回の研究では、上記の様に磁気的亜臨界コア中で原始星が誕生するまでの計算を行い、査読誌に投稿し既に出版されている(Machida et al. 2018)。すでに、星が出来た後の後期段階の計算も終了しており、現在論文にまとめている。
星形成後期段階、またはガス降着段階は、星が誕生してから1万年程度の期間であるが、原始星自体を空間的に分解してシミュレーションを行う場合、原始星のタイムスケールが短いため、計算が可能なのは星が誕生してから数百年程度である。この数百年程度の計算は既に終了しているが、今後星形成後期段階を完全に解明するためには、より長時間時間積分した計算が必要である。そのため、原始星を分解した計算を可能な限り行い、その後はシンクセル法を用いて長時間計算を行う。シンクセル法とは原始星周囲の領域を空間的には分解せずに、原始星を重力源として扱い計算する手法である。我々は、磁場がない場合の分子雲コア、また磁気的超臨界の分子雲コアで既にこの手法で計算を行っているため、磁気的亜臨界コアでもシンクセル法を用いた計算が可能であると考えている。次のステップでは、磁気的亜臨界コア中でシンクセルを用いて星形成後期段階の長時間進化の計算を行る。その結果を磁気的超臨界コアの星形成過程と比較する。分子雲コアのガスが枯渇して原始星へのガス降着が終わるまでは、2,3ヶ月程度の計算時間が必要であるが、期間中に十分な成果が出せると考えている。
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| Strategy for Future Research Activity |
星形成において重力と磁場(ローレンツ力)が本質的な役割を果たす。重力収縮しているガス雲中で磁場が増幅され、アウトフローやジェットが駆動される。アウトフローやジェットは中心部分の過剰な角運動量を星間空間に逃がす役割を果たす。また、回転円盤の大きさを決定する。回転円盤は、その後、原始惑星系円盤となり、その内部で惑星を形成する。また、上記のように磁場が非常に強い場合には、磁気制動の効果によって星の周囲のガスは角運動量を失うため円盤形成が起こらない。
分子雲コアは弱電離プラズマ状態にあるため微量の荷電粒子と中性粒子が運動量を交換することで、実質的に中性粒子にローレンツ力が働く。しかし、荷電粒子の量は分子雲が収縮して密度が増加すると共に減少していく。そのため、星形成過程で磁場の散逸が起こる。便宜的に、磁場の散逸の過程としてオーム散逸、磁気双極性拡散、ホール効果が考えられている。オーム散逸と磁気双極性拡散については、近年の数値シミュレーションによってよく調べられており、分子雲中で磁場が散逸することにより回転円盤が形成することなどが理解された。他方、ホール効果は、磁場を散逸する効果ではないため無視されてきた。しかし、複数の研究でホール効果によって星形成コア中で角運動量輸送が促進または抑制されることが分かった。そのため、原始惑星系円盤の形成を考える場合には、ホール効果を考慮する必要がある。
我々の数値計算コードには、オーム散逸と磁気双極性拡散はすでに実装済みであるが、ホール効果は未だ実装されていない。今後、ホール効果を考慮して星形成後期段階、または、円盤形成の数値シミュレーションを行うことを計画している。現在、ホール効果の重要性について解析的な計算を行い、その結果をまとめている。次のステップとして数値シミュレーションを用いて星形成過程におけるホール効果の影響を調べる。
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| Causes of Carryover |
ホール効果を実装したシミュレーションコードを作成し、その計算結果の解析用のソフトとしてIDLを購入予定であったが、当該年度にシミュレーション結果を解析する必要がなくなったため。ホール効果を実装するにあたり、解析的に化学進化を解きホール係数を導出したが、その過程で新たな発見があったために、シミュレーションコードに実装する前に、解析的にホール効果の影響を詳しく調べ、その過程を論文にまとめている。この論文がまとまった後にホール効果を現在使用している数値計算コードに実装して解析を行う予定である。そのため、次年度に解析用のソフトIDLの購入を予定している。
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