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多くの若い星の周りにはガス円盤が存在する。これらのガス円盤はガス雲が自己重力によって収縮して星となる過程で生まれ、惑星系に進化すると考えられる。本研究課題ではガス雲の重力収縮によって動的にガス円盤が形成される過程を理論的に調べ、以下の成果を得た。
1.ガス雲が初期に軸対称である場合、ガス円盤の密度・速度分布は主に構成するガスの音速によって決まる。形成されるガス円盤の構造は、母体となるガス雲の質量や角運動量にはほとんど依存しない。中心星が形成される瞬間に、回転速度は空間的にほぼ一定の値になる。その後、中心星は質量降着により増大し、回転速度も中心星の近傍で大きくなる。中心星とガス円盤の合計の質量は(音速の3乗に比例する)一定の割合で増加する。
2.ガス円盤に非軸対称ゆらぎが存在すると、ガス円盤は棒状の構造に変化しやすい。短軸と長軸の長さが異なるガス円盤は、重力収縮するにつれて軸比が1から大きくずれ、しまいには細長い棒状になることを確かめた。またガス円盤に細かい密度ゆらぎがあっても、それらは成長しないことも確かめた。
3.初期にガス雲が球状である場合にも、初期にガス雲がわずかな角運動量を持っていれば、終いにはガス雲になることを示した。
4.回転も磁場もない内場合、ガス雲の収縮はLarson-Penston解と呼ばれる相似解に収束することを安定性解析の方法によって示した。ガス雲の収縮の様子が相似解でよく近似できることは、これまで数値シミュレーションによる経験則でしかなかった。今回の解析結果によりガス雲の収縮を相似解を用いて理解することの正当性が明らかになった。
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