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本研究の目的は、原始星アウトフローの効果に着目して星団形成の数値シミュレーションを行い、星団形成の理論モデルを構築することである。観測によると、星団はpcスケールの高密度ガス塊から誕生する。そのような高密度ガス塊は、超音速乱流状態にあり、また強い磁場も付随している、星が密集して生まれるため、若い星からの原始星アウトフローが次世代の星形成に多大なる影響を与える。
そこで、本研究では、自己重力・超音速乱流・磁場・原始星アウトフローを考慮した大規模3次元磁気流体力学数値シミュレーションを遂行し、pcスケールの高密度ガス塊から星団が誕生する過程を調べている。前年度までの研究により、星団形成領域の進化がその領域の物理量(質量・サイズ・乱流強度・磁場強度等)にどう依存するかをパラメータサーチして調べた。今年度は特に、pcスケールの高密度ガス塊内部で形成される星形成コアの物理的性質やその形成プロセスを調べた。その結果、孤立した分子雲コアの場合と全く異なり、外的な影響下で星形成が進むことがわかった。言い換えると、自己重力によってガスが集積されて形成されるのではなく、乱流場やアウトフロー等で外的に圧縮された高密度領域で星形成が起こることが分かった。さらに今年度の研究では、近傍の星団形成領域の観測を行い、観測データから原始星アウトフローの影響や星形成コアの物理状態を調べて、その結果をシミュレーションから同定された結果と比較し、観測データを矛盾なく説明するためには、アウトフローの影響が必要であることが実証された。
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