| 研究課題/領域番号 |
23K22530
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| 補助金の研究課題番号 |
22H01259 (2022-2023)
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| 研究種目 |
基盤研究(B)
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| 配分区分 | 基金 (2024)
補助金 (2022-2023) |
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| 応募区分 | 一般 |
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| 審査区分 |
小区分16010:天文学関連
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| 研究機関 | 東京大学 |
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研究代表者 |
藤井 通子 東京大学, 大学院理学系研究科(理学部), 准教授 (90722330)
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| 研究分担者 |
斎藤 貴之 神戸大学, 理学研究科, 准教授 (40399291)
平居 悠 東北大学, 理学研究科, 特任研究員(日本学術振興会特別研究員CPD) (60824232)
馬場 淳一 鹿児島大学, 理工学研究科, 特任准教授 (90569914)
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| 研究期間 (年度) |
2022-04-01 – 2025-03-31
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| 研究課題ステータス |
交付 (2024年度)
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| 配分額 *注記 |
17,160千円 (直接経費: 13,200千円、間接経費: 3,960千円)
2024年度: 6,630千円 (直接経費: 5,100千円、間接経費: 1,530千円)
2023年度: 6,630千円 (直接経費: 5,100千円、間接経費: 1,530千円)
2022年度: 3,900千円 (直接経費: 3,000千円、間接経費: 900千円)
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| キーワード | 星団形成 / 銀河 / 数値シミュレーション / 高分解能シミュレーション / N体シミュレーション / 流体シミュレーション / 星団 / シミュレーション / 大質量星 / 銀河形成 |
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| 研究開始時の研究の概要 |
銀河形成シミュレーションを行い、その中で球状星団が形成する分子雲を含み、後に親銀河のハローに降着する矮小銀河を取り出し、ガスの質量分解能1―10太陽質量程度、星一つ一つを分解したシミュレーションで再計算を行い、1. 球状星団が形成するのか、2. 形成した球状星団内の星の年齢分布や元素組成比の分布などを調べ、観測と比較する。また、銀河円盤中での大質量分子雲形成について、シミュレーションから調べる。
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| 研究実績の概要 |
これまで申請者らが開発してきたN体/流体計算コード「ASURA+BRIDGE」の改良、また、それを用いた星団形成シミュレーションを行った。「ASURA＋BRIDGE」では、星一つ一つの質量を再現し、個々の星の運動を従来のシミュレーションより正確に計算することができる。そのため、大質量星一つ一つが周囲へのフィードバックを与えることができる。これまで、大質量星からのフィードバックの内、個々の大質量星による周囲のガスの電離は実装されていたが、星風や超新星爆発による質量損失の取り扱いがまだ完全には実装されていなかった。本年度は、この部分の実装とテストを行った。具体的には、星の進化計算コードSSEによって計算される恒星風による質量損失モデルを使用し、さらに、星団中での星の合体でできた300太陽質量を超える星に関しては、Vink(2018)の質量損失モデルを使用し、星風によって大質量星から周囲のガスへ質量を渡すアルゴリズムを実装した。また、後の解析のために、大質量星から放出されて受け取ったガスの質量を、ガス粒子が記録するようにコードの改修を行った。
コード開発と並行して、乱流を持つ分子雲を初期条件とした星団形成シミュレーションを複数行い、球状星団のような大質量かつコンパクトな星団が形成されるためには、初期の分子雲の密度が十分に高いことが必要であることを明らかにした。
また、銀河全体のシミュレーションにかかる時間を短縮するため、超新星爆発後の星間ガスの時間進化について、機械学習の結果で置き換える新しい手法の開発を行った。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
当初予定していたコード開発が終わり、実用的なシミュレーションを実行できるようになったため。
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| 今後の研究の推進方策 |
本年度開発したコードを用いて、星団形成シミュレーションを実行する。
質量、密度、乱流強度、金属量等を変えた分子雲の初期条件を複数用意して、星団形成シミュレーションを行い、これらのパラメータと形成する星団の質量や密度等の関係を明らかにする。
これまでのコード開発によって、大質量星の星風によって周囲の星間ガスが汚染され、そこから形成された星は、初期のガスとは異なる化学組成比を持つことが予想される。この「汚染」によって、球状星団のような大質量星団で観測されている、異なる化学組成比を持つ星（multiple population）がどの程度説明できるかを定量的に評価する。
特に、恒星同士の衝突合体で形成されると考えられている超大質量星の星風による汚染は、不定性が大きいので、星風の元素組成比は複数の考えられるモデルについて、シミュレーションのポストプロセスとして検証を行う。
また、超新星爆発後の星間ガスの進化について、銀河シミュレーションに組み込むための手法の開発を行う。
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