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=1000
1Gyr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
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銀河中心部ガス円盤における磁気流体過程の数値実験