| 研究実績の概要 |
本研究の目的は，銀河系円盤部に存在する中温ガス(温度～1万K, Warm Medium)や低温ガス(温度～100K, Cold Medium)から分子雲（温度～10K）が形成され，その中の高密度領域（分子雲コア）で星が形成される過程について，第一原理に基づく首尾一貫した理論を完成させることである．特筆すべき成果は，銀河系円盤部の星形成過程に関する長年の理論的研究をまとめて星形成の新しい統一理論(Inutsuka et al. 2015)を構築したことである．この論文の定式化に立脚して分子雲の質量関数に関するより詳細な論文も発表した(Kobayashi et al.2017)．この論文で提案したシナリオにより，中性水素分子雲と分子雲の分布構造の特徴・分子雲の速度分散・フィラメント状分子雲と磁場構造の関係・星形成の継続時間・星形成の加速過程・分子雲コアの質量関数などの種々の観測事実が首尾一貫して説明可能となった．
原始惑星系円盤の形成過程については，３種類すべての非理想磁気流体力学的効果を取り入れた輻射磁気流体力学的数値シミュレーションにより，現実の円盤形成過程が異なる２種類の進化過程に分類できることを示した(Tsukamoto et al. 2015)．その２種類の進化は，形成初期に大きな半径の円盤になるか小さなものになるかという点が顕著な違いである．この理論的発見は，従来観測的研究により論争になっていた円盤サイズの違いの起源を自然に説明することが可能となるため，原始惑星系円盤の進化に関する研究分野の重要な寄与として理解されるはずである．
また，原始惑星系円盤における永年不安定性の研究(Takahashi & Inutsuka 2014)をさらに発展させた(Takahashi & Inutsuka 2016). この研究は新しい惑星形成メカニズムとして重要となるはずである．
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