銀河中心部ガス円盤における磁気流体過程の数値実験松元亮治（千葉大理)、町田真美（国立天文台)、鈴木重太郎（千葉大自然）、田中実（千葉大自然）、錦織弘充（千葉大自然）銀河中心領域のフィラメント構造 RaLosa et al (2000) VLA Yusef-Zadeh and Morris 1987 銀河系中心の分子ループ構造 NANTENにより、銀河系中心で発見されたＣＯ分子のループ構造（Fukui et al. 2006) 銀河中心領域の磁場構造ガス降着 arc Loop 1kpc 降着円盤の大局的3次元MHD シミュレーション Initial Condition ：β＝１ Machida et al. 2000 降着円盤の加熱とアウトフローの生成密度 Isosurface of veritical velocity 円盤内部での磁気エネルギー解放によって円盤を加熱温度加熱率 ∝ Trφ×dΩ/dr ∝ αB2×dΩ/dr Application to SgrA* (Machida et al. 2007 in prep) 43GHz 690GHz τ=1 surface (3Dview) １AU 講演内容 • 銀河ガス円盤の大局的３次元 MHDシミュレーション • 銀河中心領域の大局的３次元 MHDシミュレーション • 加熱・冷却を含めた磁気ループ形成シミュレーション銀河ガス円盤のMHDシミュレーション Nishikori, H., Machida, M., and Matsumoto, R., ApJ 641, 862 (2006) 渦状銀河の平均磁場：起源はダイナモ？ M51 (Neininger & Horellou, 1996) Our Galaxy (Han et al., 2002) 磁気回転不安定性（MRI) Angular momentum MRI in differentially rotating disks （Balbus and Hawley 1991) 銀河円盤におけるMRI成長のシミュレーション（Dziourkevitch et al. 2004) 計算領域 1kpc < r < 5kpc -1kpc< z < 1kpc 銀画面内で方位角磁場の方向が頻繁に反転パーカー不安定性による磁束流出鉛直方向に広いシミュレーション領域が必要 Parker (1966), Matsumoto et al. (1988) パーカー不安定性による磁気ループ形成（Matsumoto et al. 1988) 2 2 3/2 ｇ（ｚ）= -GMz/(r0 +z ) β＝Pgas/Pmag=1 磁気エネルギー解放 →円盤表面を衝撃波加熱広い計算領域を用いたシミュレーション（Nishikori et al. 2006) • 重力ポテンシャル – ダークマターを含む軸対称ポテンシャル（ Miyamoto 1980) • 初期条件 – 10kpcで密度最大になる角運動量一定のトーラス – 方位角方向の弱い磁場 (β=100,1000,10000) – T=105K • r=0.8kpc に吸収境界 • 赤道面対称性を仮定 250*64*319 mesh 密度分布と磁力線形状 t = 3.8Gyr 初期磁場が弱い場合のシミュレーション結果２μＧ after 1Gyr… ５Ｇｙｒ方位角方向の平均磁場の時間発展 (5kpc < r < 6kpc) β0＝１０００１Gyrの時間スケールで平均磁場方向が反転する。銀河中心磁気ループの形成銀河系中心の分子ループ構造ループに沿って50km/s以上の速度差 NANTENにより、銀河系中心で発見されたＣＯ分子のループ構造（Fukui et al. 2006) 「ひので」衛星で観測された太陽コロナの磁気ループ velosity Loop形成のメカニズム velosity position velosity position Color:12CO Contour:13CO(white) position B=100μG 体積＝１００ｐｃ3 個数密度ｎ= 1５0 cm-3 Emag = 1052erg アルフベン速度 VA = 24 km s-1 2D MHD simulations of Parker instability Fukui et al. (2006) 大局的３次元MHDシミュレーション Machida et al. 2007 Formation of magnetic loops Magnetic loop structure : plasma β=1 Hight ： 400pc Length ： 1kpc Inclination angle： 40度 Magnetic loops are created where the gas density becomes lower than the region outside the loop. Yellow： Isosurface of β=1 Blue： Magnetic field strength パーカー不安定性によって低温高密度の分子ループを作ることはできるか？加熱・冷却を含めたシミュレーション 500pc H=100pc T0＝10000K β0 = 1 ｎ0 = 5/cm^3 162*246 mesh シミュレーションコード CANS 密度＋磁力線星間ガスの熱不安定性圧力 10000K cooling heating Inoue, Inutsuka, Koyama 2006 30K 個数密度熱不安定な初期条件の場合の密度分布の時間変化 T0=4000K n0=2/cm^3 • ２相構造が発達 • 高密度領域が磁力線に沿って運動、合体 • 磁力線に沿った高密度ループはできていない。温度分布の時間変化 T0=4000K n0=2cm-3 • 10000Kの高温領域と100K以下の低温領域共存 • ハの字形の低温高密度領域が形成される初期温度が高い場合 (T0=8000K) 密度温度分子雲ループの形成機構（１） • 赤道面付近の分子ガスが持ち上げられた高温ハロー 10000K 100K Isobe et al. 2005 ３層モデル太陽では光球、彩層、コロナループ上昇を抑えると top heavy になる。分子雲ループの形成機構（２） • ループ形成に伴う衝撃波で分子を生成 Fast shock Slow shock Shibata and Matsumoto 1991 まとめと今後の課題 • 銀河ガス円盤の大局的３次元MHDシミュレーションを行い、平均磁場方向が準周期的に反転するという結果を得た。 • 平均磁場増幅と反転には磁気回転不安定性とパーカー不安定性による磁束流出が関与している。 • 銀河中心領域の大局的MHDシミュレーションにより、数百ｐｃの長さを持つ磁気ループが形成されることを示した。 • 円盤部の磁場は方位角成分が卓越するが、回転軸近傍では鉛直成分も重要になり、アウトフローが発生する。 • 加熱・冷却過程を含めたパーカー不安定性の局所シミュレーションを実施した。 • 今後、加熱・冷却過程、超新星爆発を含めた大局的3次元 MHDシミュレーションにより、多相構造を持つ銀河ガス円盤、中心核ガス円盤の進化に磁場が及ぼす効果を明らかにしたい。 END