| 研究課題/領域番号 |
25400232
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| 研究機関 | 九州大学 |
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研究代表者 |
町田 正博 九州大学, 理学(系)研究科(研究院), 准教授 (10402786)
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| 研究期間 (年度) |
2013-04-01 – 2017-03-31
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| キーワード | 初期宇宙 / 連星 / 星団 / 惑星 / 初代星 / 金属欠乏星 / 星周円盤 / 数値シミュレーション |
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| 研究実績の概要 |
宇宙初期から現在までの星形成過程を解明するために、多層格子法を用いた大規模シミュレーションを行った。ビックバン元素合成では、水素、ヘリウム以外の重元素はほとんど存在しない。他方、現在の宇宙は何世代かの星による重元素放出によって汚染されている。重元素はダストは星が出来るガスを効率的に冷却することが出来る。そのため、現在の星形成過程では、小質量の分子雲コアによって小質量の星が出来ると考えられている。また、初期宇宙では太陽の数10倍以上の星が典型的に誕生すると考えられている。重元素やダストの量は宇宙の進化と共に変化する。そのため、星形成過程は時代ごとに異なると考えられる。この研究では、金属とダストの量をパラメータとして星形成過程を数値計算を用いて調べた。その結果、金属がほとんど存在しない宇宙では、大質量の星が出来やすいが、ガスの収縮に伴い頻繁に分裂が起こり小質量星も誕生することが分かった。初期宇宙では、少数の大質量星と多数の小質量星からなる星団からなる小さなスケールの星団が形成しやすいことが分かった。他方、現在の宇宙では、分裂はそれほど頻繁におこらず、単一の星と星周円盤からなる系が誕生しやすいことが分かった。両者の遷移は金属量が太陽の組成の1万の1の時に起こる。この値より小さい金属量を持つ初期宇宙では小星団が誕生し、この値よりも大きな金属量を持つ宇宙では単一の小質量の星と惑星が出来やすいことが分かった。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
異なる金属量を用いた各時代での星形成過程の研究は前年度までにほぼ達成した。その結果を昨年度論文として出版することが出来た。今後は、現在の星形成、また磁場の効果の影響を調べる予定である。また、今回の計算では1 zone計算から求めたガスの熱進化テーブルを用いて、初期の星形成コアの初期条件を作成した。さらに、収縮中のガスの熱進化も得られたテーブルを用いた。この手法により高速に計算することが可能になり興味深い結果が得られた。しかし、実際には熱進化は流体部分と共に解いた方がより良いと考えられる。化学進化の計算を行いながら流体計算を解くと計算が非常に重くなる。また、その場合には、輻射輸送計算も行う必要があるので、今回のような金属量をパラメータとして計算することはほぼ不可能である。しかし、将来的には現在の数値コードに化学進化と輻射輸送計算を取り入れた計算を行う予定である。
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| 今後の研究の推進方策 |
前年度までの研究では、磁場の効果を無視していた。今回の研究で使用しているコードは磁気流体コードであり、磁場の効果を取り入れることは可能である。しかし、星形成過程においては磁場の散逸が本質的である。磁束問題として認識されているように現在の星形成では、分子雲コアと原始星が持つ磁束が5桁以上も異なる。そのため分子雲コアの収縮の過程で磁場が散逸したと考えられている。磁場の散逸の過程を正確に見積もるためには、収縮するガスの電離度を見積もる必要がある。上記のように化学進化を現在の計算に取り入れることは難しい。そのため、流体計算とは別にガスの熱進化、化学進化の計算を行い、電離度をテーブル化する。その後、このテーブルを用いて、磁場の散逸率を導出して非理想磁気流体計算を行う予定である。星形成率は磁場によって駆動されるアウトフローによって決定される。また、磁場は角運動量を輸送することによって分裂を抑える。そのため、今までに得られて星形成の描像が変わる可能性がある。今後の研究では、宇宙の各時代での磁場とその散逸を考慮した星形成過程を理解することを目指す。
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| 次年度使用額が生じた理由 |
2015年10月に理学部の移転が予定されている。当初解析サーバを購入する予定であったが、移転の際の破損、また二回設定する手間を考慮して2015年度の移転以降に購入することにしたため。
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| 次年度使用額の使用計画 |
2015年11月以降に解析サーバを購入する。
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