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本研究課題では銀河系中心領域における磁気活動が星間ガスの動・熱力学の時間進化にどのような影響を与えるのかを解明することを研究目的とする。昨年度に引き続き、自らが数値計算コードの開発・改良を携わり、スーパーコンピュータOakforest-PACS を用いて実施した大規模数値シミュレーションのデータ解析および物理的理解に従事した。本数値シミュレーションによって、銀河系中心領域における磁場の不安定性成長をトレースし、磁気活動が星間ガスに与える影響について以下のような成果が得られた。
１）銀河系中心数100pc 以内における観測的にCMZ と呼ばれる領域において、数100μG を超える強磁場が高い質量占有率を実現することを確認し、観測的に見積もられる磁場強度と整合的な結果を得られた。高い質量 占有率を持った強磁場構造の形成には輻射加熱および冷却の効果が重要な役割を果たしており、低温高密度ガスの生成、集積が要因となっていることが分かった。
２）銀河面から垂直方向に数10 pcから数100pc 離れた領域において、ガス圧に対して磁気圧が支配的になりガスの重力降着を支える構造を形成することを発見し、これに伴い天文観測で示唆されている銀河面から鉛直方 向上空に向かうガスの浮上や噴出を説明できる可能性を提唱した。
３）銀河面から数100pc以上上空の銀河系ハロー領域における星間ガスの密度は非常に低く、放射冷却の効果 が小さくなる一方で磁気加熱の影響が大きい。結果として、実効的な加熱冷却率が加熱優勢となり、銀河面上 空のハロー領域では、太陽コロナ領域のように100万度を超える高温ガスが広がった構造を持つことが分かった。
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