2020 Fiscal Year Research-status Report
Star Formation in strongly magnetized clouds
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17KK0096
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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) |
2018 – 2021
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| Keywords | 星形成 / 原始惑星系円盤 / ジェット / アウトフロー / 磁気流体 / 偏光観測 |
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| Outline of Annual Research Achievements |
近年の観測は、星は磁場が強いガス雲中で誕生することを示唆している。ALMA望遠鏡による星形成ガス雲の偏光観測は、偏光ベクトルが分子雲コアから円盤までのどのスケールでも非常によく揃っていることを示している。これは、乱流の効果ではなく磁場によって星形成過程がコントロールされていることを意味している。また、Davis, Chandrasekhar & Fermi法によって推測された磁場強度は重力とほぼ同等、または磁気エネルギーは分子雲コアの重力エネルギーに匹敵することが分かっている。一般に磁場(ローレンツ力)が重力より弱く即座に重力収縮するガス雲を磁気超臨界コア、磁場が重力より強い場合を磁気亜臨界コアと称する。
この研究では、磁気超臨界コアと磁気亜臨界コアを初期条件として長時間の星形成シミュレーションを実行し各々のコア中での星形成条件を調べた。計算の結果、磁気超臨界コア中では数10auの回転円盤が成長し、円盤からはアウトフローとジェットが駆動した。他方、磁気亜臨界コアは収縮のタイミングによって進化の過程が大きく異なることが分かった。磁気制動によって角運動量が星間空間に持ち去られるが、最も角運動量が低い状態で重力収縮を開始した場合には、回転円盤が形成せず、非常に弱いアウトフローが駆動した。比較的角運動量が大きい場合には、数auスケールの回転円盤と高速ジェットが出現した。また、角運動量が過剰に輸送された後に重力収縮を開始した場合には、分子雲コアと逆回転する円盤と逆回転するジェットが駆動した。
この研究から磁気亜臨界コア中での星形成は多様性を持つことが分かった。近年観測されているアウトフローが弱い原始星や非常に小さい回転円盤を持つ天体は、磁気亜臨界コア中で形成した可能性があることが分かった。
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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
磁気超臨界コアと磁気亜臨界コアを初期条件として星形成の大規模数値シミュレーションを行った。また、計算結果を解析し論文を執筆し国際誌に投稿し受理された。この研究の主目的は磁気亜臨界コア中の星形成シミュレーションを行い、原始星形成後の質量降着段階の進化を可能な限り計算するというものである。我々が2018年に出版した論文では、原始星形成後数年間の計算を行っていたが、この研究では原始星形成後500年の計算を可能にした。
星形成では、角運動量問題に加えて磁束問題という重要な問題が存在する。これは分子雲コアが持つ磁束が原始星が持つ磁束よりも５桁以上大きいというものであり、星の誕生の過程で磁束が抜ける、または散逸することが必要であるという問題である。我々のシミュレーションでは、磁場の散逸の過程としてOhmic dissipationとambipolar diffusionを実装したことにより磁場の散逸を正確に計算出来るようになった。計算の結果、原始星形成後、星周円盤から磁束が外向きに抜けていくことが確認出来た。星形成の質量降着期は10万年程度続くため、さらなる長時間進化の計算が必要であるが、我々の計算から少なくとも星形成の初期には降着による磁場の持ち込みによりも非磁気流体力学効果が支配的になることにより磁場が効率的に円盤から抜き取られることが分かった。
また、磁場が磁束が円盤外縁に溜まることにより磁気交換型不安定性が起こり円盤周囲は乱流状態になることが分かった。これは、原始星形成後に星形成の局所領域で観測される乱流は、分子雲コアから持ち込まれたものではなく、円盤、原始星の成長の過程で重力エネルギーの開放と磁場の効果によって生成されたものだということが分かる。計画された計算は実行され、結果を解析して論文が国際誌に受理されたため、研究は概ね順調に進展している。
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| Strategy for Future Research Activity |
これまでの研究では、磁気亜臨界コア中での星形成過程のシミュレーションを行ってきた。その際、磁場と重力の関係のみを考えガスの圧力(または、圧力勾配力による力)を適切に評価していなかった。観測から平均的な星形成を起こすガス雲は重力エネルギーが磁気エネルギーをわずかに上回るために即座に重力収縮が起こると考えられている。しかし、より現実的にガスの圧力を考えると、星形成ガス雲は重力に対してローレンツ力とガスの圧力勾配力が釣り合い、ほぼ平衡状態にある可能性がある。
今後の研究では、ローレンツ力とガスの圧力勾配力に対して重力がほぼ等しく、平衡状態にあるガス雲を初期条件として計算を開始する。この場合、平衡状態にあるため磁場がambipolar diffusionにより抜けローレンツ力が徐々に弱まることによって重力収縮が起こる。また、収縮は磁気超臨界コアの場合のように暴走的な収縮ではなく、準静的な収縮になると考えられる。
例えば、太陽系は惑星の分布から30-40au程度の円盤中で形成したと考えられる。他方、観測されるClass II段階の円盤は100au程度のサイズを持っている。より小さい円盤や惑星系は、このような準静的にある分子雲コア中で誕生した可能性が指摘されている。これは、ガス雲の収縮の最中に磁気制動により徐々に角運動量を失うためである。
最初は全体像を理解するためにシンクセルを用いて長時間の計算を行い、円盤進化、アウトフローの振る舞いを調べる。その後シンクセルを使用せずに可能な限りの長時間計算を行い、平衡状態にあるガス雲中での星形成過程を解明することを目指す。今後の研究ではこのような場合の平衡ガス雲中での星形成のシナリオを構築する。
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