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本研究の目的は、星からのフィードバック、とくに原始星アウトフローの効果を考慮して星団形成過程の数値流体力学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。星団形成の研究は以下の理由から天文学の分野では非常に重要な研究であり、早急に研究を推し進める必要がある。これまでの星形成研究は太陽のような孤立した小質量星の形成過程に集中して行われてきた。しかし、銀河系内の星のほとんどは星団で誕生する。したがって、宇宙の一般的な星形成過程を探る上で星団形成過程の解明は必要不可欠である。
乱流磁気流体シミュレーションの結果、星団形成過程では、星の母胎となる高密度コアは、原始星アウトフロー等の星からのフィードバックが生成・維持する超音速乱流による圧縮により生まれることがわかった。そのため、コアの力学状態は、小質量星形成領域のコアとは全く異なり、自己重力よりも外圧により決まっており、大半のコアは力学平衡から大きく、外れることが分かった。また、コアの性質を観測されるコアの性質と比較したところ、強い磁場が存在する場合のみ、コアの力学的性質が良く一致することも分かった。さらに、オリオン座分子雲の星団形成領域の観測データの解析から、星団からの原始星アウトフロー等によって生成される大局的な膨張風(原始星団風)によってできたと推測されるシェル構造を発見し、簡単な理論モデルと比較した。このようなシェル構造は、分子雲内の星形成に多大な影響を及ぼしている可能性があることを指摘した。
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