分子雲形成・進化・破壊と大質量星形成過程に基づいた銀河進化史の解明

基于分子云形成、演化、破坏和大质量恒星形成过程阐明星系演化历史

基本信息

批准号：
18J00508
负责人：
小林将人
金额：
$ 2.58万
依托单位：
Tohoku University (2019-2020)Osaka University (2018)
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for JSPS Fellows
财政年份：
2018
资助国家：
日本
起止时间：
2018-04-25 至 2021-03-31
项目状态：
已结题

项目摘要

膨張宇宙の基本的な構成要素である銀河の進化史・星形成活動史を明らかにすることは, 宇宙全体の進化史を解明するために不可欠である. しかし星形成活動に関わる素過程は6桁以上の幅広い空間スケールにわたる動的で複雑な過程である. 星の母天体である分子雲が星形成の初期条件として重要であり．本研究は個別の分子雲進化過程を詳細に計算することで, 銀河全体の星形成過程と個別の星形成過程を結ぶことを目標としている. 今年度は分子雲形成初期段階に着目したHIガスの超音速衝突流のシミュレーションを行なった．ここでは冷却過程でHIガスが冷却し粒状構造へ進化する過程(熱不安定性)を詳細に計算した．上流のHIガスの密度揺らぎが熱不安定性の種となる．本研究で解明された主要な事項は，主に以下の2点である．1) 密度揺らぎの分散が平均密度に対して<10%にとどまるような極めて均一なHIガスの場合(以下「小揺らぎ領域」と呼ぶ), 衝撃波面でのエネルギー散逸が効率良く発生し，冷たいHIガスが系の質量の75%を占めるにまで生成される. 一方で密度揺らぎの分散が>10%に及ぶ大きな構造があるHIガスの場合(以下「大揺らぎ領域」と呼ぶ), 衝撃波面が大きく湾曲しエネルギー散逸の効率が落ちるため，冷たいHIガスの生成は質量で<45%程度に抑えられる.2) この結果，小揺らぎ領域では熱不安定ガスの冷却長を充分解像することが，10pc程度に平均化した分子雲の大局的性質(平均密度など)の収束性にも直接影響するとわかった．一方で大揺らぎ領域では冷たいHIガスの生成が抑制され，またこの系のカオス性も反映されるため，冷却長を空間分解しない計算でも見かけ上は収束性が現れることがわかった．これらの内容について, 国内発表5回と論文1編として出版して，成果報告を行った．

阐明星系的演化历史和恒星形成历史，是膨胀宇宙的基本组成部分，对于阐明整个宇宙的演化历史至关重要。然而，恒星形成活动涉及的基本过程只有6个这是一个动态而复杂的过程，跨越了一个数量级以上的广阔空间尺度，分子云是恒星的母体，作为恒星形成的初始条件非常重要。这项研究的目标是通过详细计算单个分子云的演化过程来模拟超音速撞击流，将整个星系的恒星形成过程与单个恒星形成过程联系起来。在这里，我们详细计算了HI气体在冷却过程中冷却并演化成粒状结构（热不稳定性）的过程。上游 HI 气体的密度波动成为热不稳定的根源。本研究的主要发现有以下两点。 1) 在极其均匀的 HI 气体的情况下，密度波动的分散度保持在平均密度的 10% 以下（以下简称“小波动区域”），冲击波前的能量耗散有效地发生，并且冷另一方面，在密度波动的分散度>10%（以下称为“大波动”）的大结构的HI气体的情况下，产生高达系统质量的75%。地区”），由于激波波前弯曲较大，能量耗散效率降低，冷HI气体的产生可被抑制到质量分数的45%以下。2）因此，在小波动区域，热不稳定的冷却长度结果发现，这直接影响分子云的全局特性（平均密度等）的收敛性，平均约为10pc。另一方面，在波动较大的区域，冷HI气体的产生受到抑制，也体现了该系统的混沌性质，因此不空间解析冷却长度的计算似乎具有收敛性。这些成果发表在国内五篇论文和一篇论文中，并对结果进行了报道。