適合格子流体力学による天体
形成シミュレーション
富阪幸治(国立天文台)
和田桂一(国立天文台)
松本倫明(法政大学)
天体形成過程の特徴
• 天体の形成過程
– 初期銀河、原始星、原始惑星→大型観測装置
• 重力の役割
– 星間分子雲コア(0.1pc)前主系列星(1Ro):107倍
– 銀河サイズの揺らぎ星:1012倍
– 「母天体と比べて非常にコンパクトな天体を生むプロ
セス」
– 重力VS磁場、熱圧力、遠心力のせめぎ合い形成
進化、形成天体の性質の決定
• 大きなダイナミックレンジに対応でき、ミクロ物理
過程を正確に計算できる数値計算法が必要。
適合格子シミュレーションでの天
体形成過程研究の意義
• 天体形成過程:収縮と分裂の同時進行
– 例:恒星の主な形態は連星
– 星間雲から連星
• 原始星同士の捕獲過程?
• 収縮過程での分裂?
– 形成天体の質量分布
Adaptive Mesh Refinement
• Mueller, E., Fryxell, B., Arnett, D., 1991, A&A,
251, 505
– http://www.camk.edu.pl/~tomek/AMRA/
–
密度
– 3072x400
格子
Scenario of binary star formation
Boss, Klein
Artymowicz,
Bate, Bonnell
Cloud core
1pc
5×10-6
This work
Fragment
Mass accretion
1AU
Dx=0.1AU
Multiple or binary star
Numerical method
•
Nested girds
–
–
•
Nested grids allow us to obtain a high resolution.
Numerical flux is conserved in grid boundaries.
Engines
–
–
Roe’s method for Hydrodynamics
Multigrid iteration method for self-gravity
Run-away Collapse Phase
Ideal MHD
Axisymmetric
t=0
Tomisaka 98
0.6Myr
  1, 0  5 (L2)
1Myr
Accretion Phase
B0, 0
Core + Contracting Disk
Temperature-Density Relation
15 2nd Core
5 Log n 10
4
1st Core
Ideal MHD
Axisymmetric
Log T
3
L10 スケール10-3
2
1
Log r
Adiabatic (the
first) Core
PseudoDisk
0 , B=0
A Ring Supported by Centrifugal Force
Accretion Phase
Ideal MHD
Axisymmetric
3DMatsumoto & Hanawa 02
r
r
z

Run-away Collapse Stage

Accretion Stage
Accretion Phase
1, 5
B0, 0
300AU
L10
Run-away Collapse Stage
1000yr
HD
3D
•
•
Ring-Bar Type Fragmentation
A ring forms in adiabatic disk. The ring deforms to a bar,
and fragments.
Ring instability of a rotating gas disk (Q<1)。
Matsumoto&Hanawa 02
BE1.1c0_1.e-1_0.e0_1.e-3
Hot Ring Type Fragmentation
• Ring forms in adiabatic disk. The ring fragments.
Matsumoto&Hanawa 02
BE1.1c01_3.e-1_0.e+0_1.e-3
3D Ideal MHD Simulation
• 収縮、磁場による角運動量輸送、回
転ディスクの分裂、連星形成?
• 円柱状星間雲の収縮+m=2(非軸対称
モード)
x  0 edge-on view
L13
z  0 pole-on view
Bar  disk  core
  1,   0.1
Cross-cut view
y
z
y
L13
x
408yr    475yr
磁力線
Bird’s eye view
•Grid points:64*64*64
•γ= 1(isothermal)
r  rcrit  1010 H 2cm-3
•γ= 7/5(adiabatic)
r  rcrit  1010 H 2cm-3
L13
34AU
r =1012 H 2cm-3
34AU
34AU
0    475yr
観測的可視化
• シミュレーション結果
– 密度、温度、速度、磁束密度の空間分布
– 天体観測量:スペクトル、色に変換
– 観測と直接比較
• 非局所熱平衡(non-Local Thermal Equilibrium)
輻射輸送(Radiative Transfer)
• モンテカルロ法によるnonLTE-RT
– JST計算科学技術活用型研究開発事業宇宙シミュ
レーションネットワークラボラトリーシステムの開発(代
表松元亮治氏)
• 例:自己吸収self-reversal
– 落下しつつある一様密度2000H2cm-3温度20K半径
1pc球状分子雲
CO回転振動遷移
今枝、西合、小山、和田、富阪
スペクトル
向こう側
手前側
中心
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