高精度3次元数値計算による、銀河中心の非一様・多相星間ガス構造と活動性の解明

使用高精度 3D 数值计算阐明星系中心不均匀多相星际气体的结构和活动

• 批准号: 12740128
• 负责人: 和田 桂一
• 金额: $ 1.66万
• 依托单位: National Astronomical Observatory of Japan
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Encouragement of Young Scientists (A)
• 财政年份: 2000
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 2000 至 2001
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-12740128/
• 关键词: 数値シミュレーション; 銀河; 星形成; 超新星; 銀河中心; 流体力学; 星間ガス

活動的銀河中心核(AGN)や銀河中心領域の爆発的星生成は、銀河形成や銀河の進化にとって、非常に重要なプロセスであるが、その発生の原因、進化過程については観測的にも、理論的にも多くの未解決の問題があった。本研究では、銀河中心領域での星形成とガスダイナミクスと、AGNとの関連について注目した。これまで、AGNのモデルとして「ダストトーラスモデル」が広く受け入れていたが、このトーラスの正体、すわわちその構造、サイズ、成因と構造の維持メカニズムは全く分かっていなかった。われわれは、高精度の3次元流体シミュレーションにより、銀河中心近傍の巨大ブラックホール(太陽質量の100万〜1億倍)近傍100パーセク以内の星間ガス構造の大局的シミュレーションを行った。超新星爆発からのエネルギーフィードバックを考慮し、基礎方程式(質量、運動量、エネルギー保存式、ポアソン方程式)を、256×256×128格子点を用いて解いた。エネルギー保存式では、星間ガスの現実的な冷却関数を用いて、低温ガスから高温ガスまで正しく扱った。その結果、銀河中心の巨大ブラックホールのまわりに両面がくぼんだ凹レンズ状のガス構造が準定常的に形成されること、その非一様な複雑な内部構造(高密度のガス塊やフィラメント、低密度のホールから成る)、そして爆発的星形成からのエネルギーフィードバックにより、銀河中心ブラックホールへの質量降着率が数倍大きくなることを明らかにした。また、このようなガス構造が形成されるため、ブラックホールとそのごく近傍の熱い降着円盤からなる、AGN本体に対する遮蔽効果は、視線方向と円盤との角度によることを定量的に明らかにした。この結果から、爆発的星形成を伴った、2型Seyfertの観測で示唆されるの水素原子の柱密度を再現するためには、視線方向が、円盤の極方向から60±10度以上であればいいこと、ただし、視線方向に対して柱密度に2桁にもなる大きな分散がある、ということを始めて明らかにした。

活性银河中心核（AGN）和银河中央区域中的爆炸性恒星产生是银河形成和星系进化的极为重要的过程，但是关于其发生的原因和进化过程，存在许多未解决的问题，即观察和理论。这项研究的重点是银河中央区域和AGN的恒星形成与气体动力学之间的关系。到目前为止，“灰尘圆环模型”被广泛接受为AGN模型，但是该圆环的真实本质，其结构，大小，起源和维护其结构和结构的机制是完全未知的。我们使用高精度3D流体模拟在银河中心附近100 persec（太阳能质量的100万至1亿倍的100万至1亿倍）内进行了全球模拟。考虑到超新星爆炸的能量反馈，使用256 x 256 x 128晶格点求解了基本方程（质量，动量，节能方程，泊松方程）。节能公式使用逼真的冷却功能，用于星际气体正确处理从冷气体到热气体的一切。 As a result, it was revealed that a concave lens-like gas structure with both sides is formed around the giant black hole at the center of the galaxy, its non-uniform and complex internal structure (comprising high-density gas mass, filaments, and low-density holes), and energy feedback from the explosive star formation makes the mass accretion rate to the galaxy center black hole several times higher.此外，由于形成了这种气体结构，因此很明显，屏蔽对AGN体的屏蔽作用，包括黑洞和附近的热积聚磁盘，取决于目光方向和磁盘之间的角度。 From these results, we first revealed that in order to reproduce the column density of hydrogen atoms, suggested by observations of Type 2 Seyfert, which involves explosive star formation, it is fine to have a line of sight direction of 60±10 degrees or more from the pole direction of the disc, but there is a large dispersion of the column density of two orders of magnitude relative to the line of sight direction.

项目成果

K.Wada, C.A.Norman: "Obscuring Material around Seyfert Nuclei with Starbursts"The Astrophysical Journal. 566. L21-L24 (2002)

K.Wada、C.A.Norman：“用星暴遮蔽赛弗特核周围的物质”《天体物理学杂志》。

K.Wada: "Numerical Models of the Multi-phase ISM with Stellar Energy Feedback on a Galactic Scale"The Astrophysical Journal. 546. 172-186 (2001)

K.Wada：“银河尺度上具有恒星能量反馈的多相ISM数值模型”天体物理学杂志。

K.Wada, J.Koda: "Multi-Phase Gas Dynamics in a Weak Barred Potential"Publications of Astronomical Society of Japan. 53. 1163-1170 (2001)

K.Wada，J.Koda：“弱禁止势中的多相气体动力学”日本天文学会出版物。

K.Wada: "The Three-dimensional Structure of a Massive Gas Disk in the Galactic Central Region"The Astrophysical Journal. 559. L41-L44 (2001)

K.Wada：“银河系中心区域巨大气盘的三维结构”《天体物理学杂志》。