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銀河に含まれるガスの大半は中性水素である。その中性水素は、さらに希薄で暖かなガス、冷たいガス、濃密で分子を構成するガスに分けられる。また一部はイオン化した高温のガスとして存在している。銀河を構成する星は、濃密から誕生するが、ここに至るまでのガス成分の進化についてはまだよくわかっていない。そこで、今年度は、マクロな視点からモデルに制限を加えるべく、銀河形成のモデル計算を通してガスの進化を考察した。
銀河スケールでのガスについては、最も大量に存在する中性水素ガスを使うのが第一歩としては望ましい。近年、ようやく近傍銀河のガスの量が統計として使えるほどのデータとして得られるようになってきた。そこで、ガスの量と星形成率の相関を調べ、モデル計算の結果と整合していることを確認した。
またガス成分の進化については、超新星爆発による加熱を抜きにすることは許されない。そこで、いままで考慮されていなかった効果として、ガスが加熱により銀河外に放出され、重力ポテンシャルが変動することにより銀河の構造がどれくらい変化するかを調べた。これは、銀河モデルと観測とにいまだ存在する一部の矛盾を解決することが可能である程度に強いことがわかった。
また々のだけでなく、近傍小銀河の重元素量もガスから星への変換やガスの加熱過程を知る有力な手がかりになり得るが、それについても調べた。
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