| 研究概要 |
星間ガスを支配する基礎方程式を高分解能かつ高精度のスキームを用いて数値的に解くことで、銀河スケールのガスダイナミクスをpcスケールの高空間分解能で追うことができる、新しい数値流体シミュレーション手法を開発した。この数値流体モデルを用いて、大マゼラン雲の大局的及び局所的星間ガス構造と、星形成についてシミュレーションを行い、得られた数値計算データを用いて、輻射輸送計算によりHI及びCO輝線強度分布を求め、最新のHI及びCOの高精度観測データ(ATCA及びなんてんサーベイ)と比較した。その結果、観測されるHIガス、分子ガスの特徴的な空間構造、及び分子ガス雲の統計的な構造をよく再現できることがわかった。さらに、超新星によるエネルギーフィードバックは、100万度以上の高温ガス領域を一時的に形成するが、星間ガスのclump/filament構造を壊すことはできないこと、むしろ、超新星からの衝撃波によって、周囲の分子ガス雲が圧縮され、星形成が誘発されること、さらにその結果として、大質量性の寿命程度の周期の間欠的な星形成のバーストが引き起こされること、を明らかにした。また、超新星爆発の非一様な星間ガスへの力学的加熱に対する影響を定量的に調べた。以上の結果を、"Formation of Cavities,Filaments,and Clumps by the Non-linear Development of Thermal and Gravitational Instabilities in the Interstellar Medium under Stellar Energy Feedback",The Astrophysical Journal,540,797(2000)として出版した。また、筑波大学での国際会議「Physics of Galaxy Formation」で口頭発表を行った。
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