鹿児島大学／愛媛大学宇宙電波天文学特論第８回星形成半田利弘鹿児島大学大学院理工学研究科物理・宇宙専攻 Mellinger 分子雲の収縮 ▶ 自己重力による収縮 ■ ■ ■ 位置エネルギー→熱エネルギー赤外線による放熱：等温収縮十分に低温低密度ならガス圧は無視できる ▶ 落下のタイムスケール ■ ■ 力学的時間dynamical time 自由落下時間 free fall time Mellinger 力学的時間dynamical time ▶ 質量Mの一様ガス球中を落ちる時間Tdyn d2r/dt2=-(G/r2)(4p/3) r3r ■ t=0でr=R, dr/dt=0として解くと r=R cos(t(4p Gr/3)1/2)、 ■ したがって、半径R Tdyn=(3p)1/2/4 (G r )-1/2 Mellinger 質量M, 密度 r 自由落下時間free fall time(1) ▶ 質量Mの天体に引かれて落ちる時間Tff d2r/dt2=-GM/r2 ■ t=0でr=R, dr/dt=0として解くと (u-1)1/2/u+arctan((u-1)1/2)=At/R、ただし、u=R/r、A=(2GM/R)1/2 半径R ■ したがって、 Tff=1/23/2 (G M )-1/2 R3/2 3 ■ r =3M/(4p R ) とすると質量M=4pr R3/3 Tff=(3p/32) 1/2 (Gr)-1/2 Mellinger 自由落下時間free fall time(2) ▶ 球殻のfree fall timeは最初の位置に寄らない ▶ 自分より内側の平均密度だけで決まる ■ Tff=(3p/32) 1/2 (Gr)-1/2 外側が内側を追い越すことがない！ ▶ ガス球全体もこの時間で潰れる Mellinger Tff=2-1/2 Tdyn ▶ 2つの時間はfactor倍しか異ならない分子雲の収縮時間 ▶ 自由落下で良ければ＝圧力で止まらない ▶ 典型的な分子雲の密度 n(H2)=103 cm-3として、r = 3.4×10-21 g cm-3 ▶ 代入すると Tff=(3p/32) 1/2 (Gr)-1/2=1.1×109 yr ▶ 実際はもっと時間がかかるはず ■ ∵分子雲の寿命が短すぎる ▶ 自己重力に対抗する乱流で支える Mellinger 分子雲から星形成へ ▶ 分子雲中の密度ムラ ▶ 自己重力で成長(?) ▶ 分子雲コア ■ ■ 高密度トレーサーで観測 CS, NH3 ▶ 自己重力で収縮 ▶ 収縮速度の増加→断熱的収縮→温度上昇 ▶ 電離して原始星となる Mellinger 分子雲と分子雲コア ▶ S252(Monkey Head Nebula)での例 13CO Mellinger NH3 Imura 2010 Master Thesis 星形成の場 ▶ 象の鼻構造 ▶ elephant trunk Mellinger 双極ガス流と原始星 ▶ 両側に吹き出すガスの流れ ▶ 根元を押さえる回転ガス円盤 Mellinger 原始星からのガス流(1) ▶ ジェットの根元まで見る Mellinger 原始星からのガス流(2) ▶ メーザースポット ▶ ハービッグハロー天体 Mellinger 双極ガス流の加速 ▶ どうやってガス流が発生するのか ▶ 原始星周りの特徴 ■ ■ コンパクトな天体（原始星）＋大量のガス磁場の働き Mellinger 磁力線 ▶ 磁石の周りの砂鉄の分布 ▶ 磁石の極を結ぶ「力線」＝磁力線 Mellinger 大阪市立科学館大阪市立科学館磁力線の性質 ▶ 磁力線＝磁場を直観的に理解できる ■ ■ 平行な磁力線は反発する磁力線方向には縮もうとする ▶ 磁力線と磁場 ■ ■ 磁力線の向き＝磁場の向き磁力線の密度＝磁場の強さ ▶ 磁力線→磁束 Mellinger 電磁石と磁力線 ▶ 電流を流すと磁石になる ▶ 電線の周囲の磁力線分布 Mellinger 磁力線と電流 ▶ ２つの電線は引き合う・反発する ▶ 磁力線から電流が受ける力 ▶ フレミングの左手の法則 Mellinger 電子と磁力線 ▶ ▶ ▶ ▶ ▶ 電流＝電子の流れ電子の運動と磁力線弦巻運動磁力線から離れられない磁力線への凍り付き Mellinger 降着円盤での磁場のねじり ▶ バネを巻く→はじけて伸びる Mellinger 富坂による計算結果富坂による計算結果もう１つのモデル ▶ 磁気遠心力モデル ■ ■ 降着円盤で回転する磁場ができる磁力線に沿って遠心力で加速 Mellinger