国際会議成果報告 Structure Formation in the Universe 物理学第二教室 天体核研究室 D3 井上 剛志 会議の概要 テーマ：宇宙の構造形成全般 場所：フランス、シャモニー（モンブランの麓） 開催期間：５月２７日～６月１日 口頭発表はすべて招待講演 １．宇宙の大規模構造、初代天体 ２．星形成 ３．天体物理における数値計算法 ４．惑星形成 星形成研究のこれまで１ 星はどこで生まれるか？ ・・・分子雲（CNM: T ~ 10 K, n ~ 103cm3） WNM: T ~ 8000 K, n ~ 0.5 cm-3 10 pc 星形成率（ SFE = Mstar / MCNM ) 重力だけで全てが決まっているとすると SFE ~ 100% 観測では a few % 何者かが星形成を阻んでいる！！ 容疑者 ・・・ すぐに疑われるのは乱流と磁場 乱流：乱流圧で重力を支える（実際に分子雲では超音速乱流が観測され る） 磁場：磁気圧で重力を支える 星形成研究のこれまで２ 乱流星形成 (E. Vazquez-Semadeni のトーク) （なにも考えずに）分子雲 (T~10 K の等温ガス)を置いて 超音速乱流（人工的掻き混ぜ） 媒質のSRE を計る Decaying turbulence か Driving turbulence かとかで細かい 違いはあるけど SFE ~ 数十 % は依然として大きすぎる 磁気乱流星形成（Z-Y. Li のトーク） 磁場を（fine tune して）入れると（当然）SFE は観測と同程度 になる。 結局分子雲の物理状態（乱流の起源、磁場強度、等温近似 の妥当性）が分からなければ何も解決しない！ 星形成研究のこれから 分子雲の物理状態は分子雲がどのように形成されるのかが分 かれば自然と明らかになる。 分子雲形成メカニズムの最有力候補：Thermal Instability P 冷却優勢 WNM L=0 CNM 加熱優勢 n 熱的不安定が作る分子雲（P. Hennebelleのトーク：我々の仕事も 沢山紹介してくれた） CNM, WNM が混在する2相系、（自然な）超音速乱流、 磁場は初期条件に依らない（Inoue et al. 2007） 会議で発表してきたこと 星間媒質の弱電離性を考慮した熱的不安定による CNMの形成過程に関する研究（Inoue et al. 2007） 以前からあった議論 CNMはWNMが集まってできる 密度は約100倍上昇 ⇒ 磁場も流体と共に凝縮され増幅 観測：CNMとWNMで磁場強度は同程度 ～ マイクロガウス これは不自然だ（Troland & Heiles 1986） 弱電離媒質（磁気拡散が起きる）で熱的不安定が起きると磁場 はどう進化するか？ 問題は解決可能か？ 弱電離プラズマ中の磁気拡散 星間媒質の電離度： x i ñ ni nn WNM à1 = 10 CNM à3 ø 10 中性ガス ⇒ 熱不安定で凝縮していく 電離ガス ⇒ 中性ガスに引きずられるが磁気圧が抵抗 互いに摩擦を感じながらすり抜けていく 中性ガスと電離ガスの運動方程式 ún dv ~v dt dv ~i úi dt ~f r i c = à r~ pn + F = à r~ pi + 1 ~ 4ù ( r ~) â B ~à F ~f ric âB ~f ric = A úi ún (v ~i à v ~n) F Drag coefficient : A ñ hvrel ûini mn+ mi 熱的不安定が作るCNMの磁場強度 Drift speed dv ~v dt = dv ~i úi dt = ún イオン化率が小さくければ F ~f ric ' vdr i f t ñ vi à vn = ( r â B) â B 4ù A ún úi ~f r i c à r~ pn + F à r~ pi + 1 ~ r 4ù( ø 一方 TI の collapse speed は vTI ø 1 ~ r 4ù ( ~) â B ~à F ~f ric âB ~) â B ~ âB B2 2 4ù A x i ún L L t cool L：不安定の空間 スケール vTI < vdrif t なら 形成より早く磁場が抜ける vTI > vdrif t なら磁場は圧縮される 形成されるCNMの磁場は で決まる 星間弱電離プラズマの基礎方程式 EOC Neutral gas（H） ＋） ionized gas（H EOM EE IE Sources: Hの電離、再結合 H＋H+ 衝突摩擦力 熱伝導、輻射冷却,過熱 H＋H+ 衝突摩擦加熱 Shapiro & Kang (1987), Wolfire et al. (1995), Glassgold (2005), Parker (1953), Koyama & Inutsuka (2000), Draine (1986). 数値実験のSetting L=0 P 冷却優勢 TI WNM CNM 加熱優勢 Simulation: Bini = 0.1μG 2流体計算：初期に 0.１μG の縦磁場を置く 中性ガスの数密度 磁場強度 |B| CNMの内部では磁場は約１μGに増幅 されたまま乱流状態になる 感想、成果 そろそろみんな熱的不安定による分子雲形成の研究が 星形成の理解に critical であることを理解しだした。 今まで京都グループとパリグループが中心だった業界に 新規参入組が流入してくるようになった。 新規参入組： Vazquez-Semadeni グループ、Heitsch グループ、 Blundenburgグループ、Li グループ(参入すると言っていた) 優位を保つ為にパリグループと合併？ とにかくP.Hennebelle氏と共同研究することになり、 会議中にこれからどんな計算をするか詰めてきた。
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