3次元多重格子輻射磁気流体力学シミュレーションを用いた星形成現象の系統的研究

利用 3D 多晶格辐射磁流体动力学模拟系统研究恒星形成现象

基本信息

批准号：
09J00159
负责人：
富田賢吾
金额：
$ 1.34万
依托单位：
The Graduate University for Advanced Studies
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for JSPS Fellows
财政年份：
2009
资助国家：
日本
起止时间：
2009 至 2011
项目状态：
已结题

来源：
https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-09J00159/
关键词：
星形成輻射輸送数値計算 ALMA 磁気流体抵抗性MHD 観測的可視化

项目摘要

原始星形成過程においてファーストコア(星形成の初期に形成される過渡的な準平衡天体)の中心温度が約2000Kに達すると水素分子が解離する。この反応は吸熱反応であり、それによって力学平衡を保てなくなりファーストコアは崩壊する。この過程(セカンドコラプス)は水素分子が完全に解離するまで続き、解離が終了すると再び断熱的となり再び準平衡天体が形成される。これがセカンドコアまたは原始星コアであり、以後周囲からのガス降着で成長する、いわば星の種である。今年度はこれまでのシミュレーションを拡張し、このセカンドコラプス以後の段階を調べるために計算コードに現実的状態方程式と非理想MHD効果を新たに導入した。これら新しい物理過程を導入することにより、世界で初めて分子雲コアから原始星コアに至る星形成過程を直接輻射磁気流体計算することに成功した。理想MHDの計算では磁場による効率の良い角運動量輸送の結果原始星コアはほぼ無回転であり、星周円盤が形成されない"Magnetic Braking Catastrophe"と呼ばれる問題があるが、抵抗性MHDでは磁場の散逸により角運動量輸送が抑制され、原始星コア周囲に星周円盤が短時間で形成されることを示した。また、回転によってトロイダル磁場が増幅され、その磁気圧勾配によって高速の細いジェットが駆動されることもわかった。これは観測されているアウトフローの構造と整合的な結果である。並行して、前年度までに引き続いて輻射磁気流体計算の結果から観測的性質の予測を行い、その結果に基づいて観測グループと共同で実際にALMAの初期科学運用やSMAなどに観測提案も提出した。特に国立天文台の大橋教授らのグループと共同で提出した観測提案は9倍の厳しい競争を勝ち抜いて採択され、近く観測結果とシミュレーションを直接比較することが可能になると期待している。

在原恒星形成过程中，当第一核心（恒星形成早期形成的瞬态准平衡物体）的中心温度达到约2000K时，氢分子就会解离。该反应是吸热反应，因此无法维持动态平衡，并且第一个核心崩溃。这个过程（第二次塌缩）一直持续到氢分子完全解离，之后它们再次变成绝热并形成准平衡物体。这是第二个核心，或原恒星核心，是恒星的种子，通过周围气体吸积而生长。今年，我们扩展了之前的模拟，并在计算代码中引入了新的现实状态方程和非理想MHD效应，以研究第二次崩溃后的阶段。通过引入这些新的物理过程，我们在世界上首次成功地对从分子云核心到原恒星核心的恒星形成过程进行直接辐射磁流体计算。在理想的 MHD 计算中，存在一个称为“磁制动灾难”的问题，其中原恒星核心由于磁场的有效角动量传输而不会旋转，并且不会形成星周盘，但在电阻 MHD 中，磁场消散。结果表明，角动量传输受到抑制，并且在短时间内在原恒星核心周围形成了星周盘。他们还发现，旋转放大了环形磁场，其磁压力梯度驱动狭窄的高速射流。该结果与观察到的流出结构一致。与此同时，我们将继续根据前一年的辐射磁流体动力学计算结果预测观测特性，并根据结果与观测小组合作，向 ALMA 和 SMA 的初步科学操作实际提交观测建议。特别是与日本国家天文台大桥教授领导的团队共同提交的观测提案在九次激烈竞争中获胜后获得通过，我们希望很快就可以直接比较观测结果和模拟结果。