双極分子流と分子雲コアスケールの磁場の関係
松本倫明（法政大人間環境・国立天文台）
富阪幸治（国立天文台）}}}

分子雲コアの重力収縮からアウトフローの形成まで、数値シミュレーションで再現。
磁場と回転の方向の効果を研究。
ガス円盤、星の自転、アウトフローの向きは、どのように決まるか？

研究の概要と目的 分子雲コアの動的収縮から原始星・アウトフローの形成まで計算。
 磁場と回転がアウトフローと星周円盤形成に重要であることが知られている。
 アウトフローと星周円盤の向きは何で決まるのか？
 大局的な磁場とYSO近傍の磁場の関係は？

BglobalBglobal
Blocal大局的磁場に従うのか？

Blocal

大局的回転に従うのか？

イントロダクション ー観測ー
磁場、星周円盤、アウトフロー


観測的示唆




アウトフローは大局的磁場に平行（田村他 1995）
磁場に沿った構造のアウトフロー（前の講演：百瀬他2001）
局所的磁場に平行または垂直なアウトフロー(Wolf他 2003)
大局的磁場と垂直なClassI,IIのダスト円盤はジェットを持つが、他はジェットを持たない（Menard他 2003）
円盤・アウトフローの向きは何で決まるのだろうか？
L1551IRS5 (田村他 1995)

田村、佐藤 (1989)

イントロダクション −観測ー
局所的磁場とアウトフローが平行・垂直な天体
B
Red

サブミリ波連続波の偏光@SCUBA Wolf et al. (2003)

1800AU
磁場とアウトフローが平行

B

Blue

B
blue

red
2500AU

磁場とアウトフローが垂直Bイントロダクション −理論ー
磁場と回転の向きに関する研究は皆無
 磁気雲の自己重力収縮のシミュレーション的研究
 従来の研究は、回転軸と磁場は平行（富坂1998他、下図）
 磁場が斜めの場合、円盤はどちら向きになるのか？

富坂 (1998)

モデルと初期条件
自己重力磁気ガス雲
初期条件

Rigid rotation

 球対称ガス雲

中心密度 ρ = 1×10−19 g cm-3
n = 2×104 cm-3
半径 0.18 pc質量 M = 6.1 M○θ 系全体を貫く一様磁場 系全体が剛体回転Cloud Core

B = 19µG (= 1/4 Bcr),
plasma β = 2.6,
Σ = 4 Σcr

β=0.02, Ωc = 7×10−7 yr−1

本講演では理想MHD,自己重力Parent Cloud

Uniform Magnetic Fieldθ =0°, 45°, 60°, 70°, 80°, 90°数値シミュレーション方法
3次元MHD Nested Grid 法

 分子雲コア全体を解きつつ、原始星・アウトフローの進化も追跡 実績と信頼のある数値シミュレーションコード





Matsumoto & Hanawa (2003a) ApJ, 595, 913
Matsumoto & Hanawa (2003b) ApJ, 583, 296
Machida, Tomisaka, & Matsumoto (2004) MNRAS 348, 1
Saigo, Tomisaka, & Matsumoto (2003) in preparation
Sato, Hanawa, & Matsumoto (2003) in preparation

結果：アウトフローθ ≠90°
 磁気遠心力風(Blandford & Peyne 1982)

Outflow

 アウトフローの速度
Fc ・ Bp/B
M=10Centrifugal Force ガス円盤は周囲よりも速く回転 磁場がねじれる
 遠心力がガスを打ち上げる

結果
θ = 45°磁場・回転・円盤の向き（１）y収縮⇒中心部スピンアップ⇒磁気トルクより、磁場に垂直な角運動量が輸送される。
円盤の回転軸・磁場・法線は平行になる

z

大局的磁場

ρ > 0.1ρmax

ガス円盤内の磁場
円盤の法線方向
ガス円盤の角運動量

x

y

zx

結果
θ = 45°磁場・回転・円盤の向き（２）大局的磁場の方向から観測するz

大局的磁場との角度：
磁場：0°⇒30°
円盤面： 10°⇒30°
角運動量：45°⇒30°ガス円盤内の磁場z

円盤の法線方向
ガス円盤の角運動量

大局磁場よりも速く回転y結果：アウトフロー（２）θ 〜90°
 新しいメカニズム
 磁場が回転で引きづられ、ガスを押し出す。

Outer disk

Outflow

Inner core

円盤と磁場の構造
 シミュレーションで得られた磁場形状は複雑（下図）。
 ALMAでアウトフローの加速領域(〜10AU)を分解可能。
θ = 45°

θ = 90°5×109 cm-3AU140大局的磁場からのずれ
初期の回転軸と磁場の角度依存性
19μGでは、 θ ≠ 90°のとき大局的磁場と30°程度にそろうθ = 45°
ガス円盤内の磁場
円盤の法線方向
ガス円盤の角運動量

θ = 60°θ = 80°磁場強度依存性
磁場が弱いと大局磁場にそろわない。
磁場によらず、局所的方向はそろう。
yz

B0 = 7µG
Σ = 10 Σcr
大局磁場と無関係にそろう
磁場強度 小xB0 = 19µG
Σ = 4 Σcr
大局磁場と30°程度にそろう

B0 = 37µG
Σ = 2 Σcr
大局磁場にそろう

磁場強度 大角運動量輸送
高密度部（ρ > 0.1ρmax）の角運動量
リング形成

磁場なし
log J/M2 （比角運動量／質量） θ = 0°の場合、磁力線に沿って、角運動量が小さなガスが落下。
 θ = 90°の場合、急激な角運動量輸送。
 アウトフローによって、角運動量輸送。

アウトフローθ = 0°
θ = 45°

θ = 90°log 最大密度

ρcr

原始星形成

アウトフローのパワー(速度の最大値)
角度が大きいほど速い

最大速度

実線： B0 = 19µG
破線： B0 = 7µG
強い磁場： V 〜 Vϕ
弱い磁場： V 〜 Valfven

θ = 90°θ = 45°Vϕmax
3.1 km/s
Vϕmax
2.8 km/s
Valfven
2.1 km/s
Valfven
1.5 km/s

θ = 0°

原始星形成からの時刻

Vϕmax
1.6 km/s

まとめ
大局的・局所的な磁場・回転の関係
大局的回転軸

Bglobal
BlocalBglobal

Blocal0°45°
分子雲コアは0.1pcスケール
星周円盤は100AUスケール

Bglobal90°

Blocalまとめと議論} 磁場と回転軸の角度を変え、円盤とアウトフローの関係を調べた。
} YSO近傍では、磁場・回転・円盤形状がそろう。
θ=90°は例外的} 局所的磁場⊥円盤} 局所的磁場//アウトフロー~ 局所的磁場が円盤とアウトフローを制御する。
~ 回転は向きに寄与しない。

} 典型的な場合、大局的磁場とは最大30°程度のずれ。
} 磁場と回転軸がずれているほうが、速いアウトフロー

平均Alfven速度

アウトフローのパワー（運動量 M×V）

θ = 0°
θ = 90°体積

質量平均密度平均磁場強度

円盤の扁平率
hlong/hshortρcr