磁場に貫かれたフィラメント状分子雲の自己重力不安定
工藤哲洋（長崎大学教育学部）
共同研究者：花輪知幸（千葉大），富阪幸治（国立天文台）

ﬁlamentary molecular cloud, gravitational instability, magnetic ﬁeld

本日の内容•sheet-like molecular cloud
平板状分子雲の場合
自己重力不安定とコア形成，磁場の影響•

フィラメント状分子雲の場合 ﬁlamentary molecular cloud
自己重力不安定とコア形成，磁場の影響•

フィラメント状分子雲の生成からコア形成（preliminary）

formation of ﬁlamentary cloud平板状分子雲の場合
sheet-like molecular cloudMolecular cloud
主成分：H2（水素分子）数密度：102-104cm-3
温度：10K

CO等分子

微量の固体粒子

放射冷却

iso-thermal

輝線（電波:~mm）
輝線幅0.6 km/s

内部の乱雑運動（乱流）

Magnetic fieldAlves et al. (2008)(supercritical)

偏光観測(subcritical)(subcritical)
~10pc

磁場の方向
Mean polarization vectors, for each of the observed 46 fields, overplotted on the dust extinction map of the Pipe nebula obtained by Lombardi
et al. (2006). The lengths of these vectors are proportional to the scale indicated in the top left-hand corner. Only stars showing were used in thecalculus of the mean polarization and position angle. The dashed-lines indicate the celestial meridians defined by and (see text and Fig. 2).

Magnetic energy〜Gravitational energy

Molecular cloud音速

主成分：H2（水素分子）
温度：10Kcs

0.2 km/s

数密度：102-104cm-3

CO等分子

微量の固体粒子

輝線（電波:~mm）
輝線幅

0.6 km/s

放射冷却
iso-thermal

磁場
内部の乱雑運動（乱流）

重力による分子雲の収縮や分裂を，磁場はさまたげる．

重力＝引力

磁場の力 ＝反発力

磁場
分子雲
分子雲

磁場
ナイーブには，磁力線方向にのみ収縮して，平板のような形状になるのでは．

平板状ガスの自己重力不安定

Nakano & Nakamura 1978

磁場が弱い 不安定

weak ﬁeld → unstable

分裂して，コアは収縮する
磁場が強い 安定strong ﬁeld → stable

分裂や収縮しない

磁場に臨界値がある平板状ガスの自己重力不安定
右のような状況設定の下，数値シミュレーションを行い，分裂と収縮の様子を調べた．
Kudoh et. al (2007), Kudoh & Basu (2011)

磁場が弱い 不安定

weak ﬁeld → unstable

分裂して，コアは収縮する
磁場が強い 安定strong ﬁeld → stable 磁場の拡散を含める

分裂や収縮しない磁場弱い weak ﬁeld 色：密度

磁場強い strong ﬁeld

磁場

磁場

磁場

磁場µ2

µ1pc

0.5

磁場が強いと，分裂や収縮に時間がかかることを再現
Kudoh et. al (2007), Kudoh & Basu (2011)

平板状ガスの自己重力不安定
分子雲には強い乱流がある

右のような状況設定の下，数値シミュレーションを行い，分裂と収縮の様子を調べた．
Kudoh et. al (2007), Kudoh & Basu (2011)

磁場が弱い 不安定
分裂して，コアは収縮する
磁場が強い 安定

磁場が拡散する時，不安定分裂や収縮しない

分裂して，コアは収縮する．
時間は拡散時間．

強い乱流がある場合
磁場強い色：密度strong ﬁeld
with turbulence

大スケールの強い乱流に
より星の形成が速くなることを示した。

磁場磁場

Kudoh & Basu (2008, 2011)

磁場があると一般には星の形成に時間がかり，観測と矛盾しているといわれていたが。

乱流なし
磁場弱い

密度の最大値の時間変化

乱流あり
磁場強いstrong ﬁeld
with turbulence

（年）

乱流なし
磁場強いstrong ﬁeld

強い乱流でKudoh & Basu (2014)

星の形成時間が速くなる理由•

大きなスケールの強い乱流によって，分子雲が圧縮され，密度が増大する．

•

密度が増大すると，磁場の拡散が促進される．

•

その結果，分子雲の収縮が速いタイムスケールで進行する．

分子雲から星への経路
磁場強磁場弱
重力で分裂し収縮
効率よい~ 数100万年
自由落下

分子雲コア

重力で分裂や収縮できない
磁場の拡散（分子雲から抜けていく）＞ 数1000万年星

効率悪い
乱流による圧縮があると速くなる

フィラメント状分子雲の場合
ﬁlamentary molecular cloudMagnetic field

Alves et al. (2008)(supercritical)

偏光観測(subcritical)(subcritical)
~10pc

磁場の方向
Mean polarization vectors, for each of the observed 46 fields, overplotted on the dust extinction map of the Pipe nebula obtained by Lombardi
et al. (2006). The lengths of these vectors are proportional to the scale indicated in the top left-hand corner. Only stars showing were used in thecalculus of the mean polarization and position angle. The dashed-lines indicate the celestial meridians defined by and (see text and Fig. 2).

Magnetic energy〜Gravitational energy

分子雲の赤外線観測

Andre et al. (2010)

非常に小さなスケールまで，細長いフィラメント構造をしていることがわかってきた．

Magnetic fieldal, 807:5 (10pp), 2015 July 1

Franco & Alves (2015)
Franco & Alves

2.6 pc色：分子雲
黒線：磁場の方向

Lupus Iion degree vectors overlaid on the IRAS 100 μm emission map of Lupus I and its surrounding region. The length of each vector correlates
egree of polarization according to the scale indicated in the upper left corner, and its orientation gives the direction of the plane-of-sky磁場に貫かれたフィラメント状分子雲の模式図
磁力線zyxフィラメント状分子雲

自己重力不安定によって生じるコア密度分布は磁場なしの力学平衡解（Stodolkiewicz 1963)• 磁場は一様•

ただし，この計算には磁場の拡散は含めていない．

no mag. ﬁeld

磁場なし

weak ﬁeld

strong ﬁeld

弱い磁場

強い磁場

磁場

磁場

磁場

磁場

色等高線: 密度の対数

成長率の比較(Fourier component)

no mag. ﬁeld

磁場なし

p1.0000

pL0=
20.1000

strong ﬁeld

弱い磁場

=1L0=
3

weak ﬁeld

=2

強い磁場

p= 0.5L0=
2⇢k0.01000.00100.0001
010

4050
time 30
実線: 数値シミュレーション結果

20

破線：線形解析の成長率
23

growthrate

線形成長率
磁場なし

磁場

wave number

フィラメント状の分子雲の場合は，磁場が無限に強くても分裂しコアが形成される．
Hanawa, Kudoh, & Tomisaka (2017)

= 0.49

磁場が比較的強い時の分裂と収縮
velocity
4.02.0

縦方向

Vy

収縮1.0

y0.5

横方向

Vx

膨張x強い磁場

strong ﬁeld

磁場がとても強い場合，磁場磁場

コアの成長は非線形段階では止まり，磁場で支えられた「星なしコア」となる．

•

磁場に垂直に貫かれたフィラメント状分子雲は，磁場の強弱に関わらず分裂し，コアが形成される．

•

磁場が強い場合の分裂では，形が変形する非圧縮モードが成長している．

•

磁場が強い場合，コアの成長は非線形段階では止まり，磁場で支えられた「星なしコア」となる．

磁場に貫かれたフィラメント状分子雲
自己重力で磁場に関わらず分裂

分子雲コア
弱い磁場

強い磁場

分子雲コアは分子雲コアはすぐに暴走的に収縮星なしコアとなる

自由落下~106 年

磁場の拡散星~107 年（比較：平板の場合）

分子雲から星への経路
磁場強磁場弱重力で分裂し収縮
効率よい~ 数100万年
自由落下

分子雲コア

重力で分裂や収縮できない磁場の拡散（分子雲から抜けていく）＞ 数1000万年星

効率悪い
乱流による圧縮があると速くなる

フィラメント状分子雲の形成からコアまで
formation of ﬁlamentary cloud

preliminary
長崎大卒論：濱川，四谷

平板状ガスの自己重力不安定
分子雲には強い乱流がある
分子雲を圧縮する大スケールの強い流れがある

右のような状況設定の下，数値シミュレーションを行い，分裂と収縮の様子を調べた．
Kudoh et. al (2007), Kudoh & Basu (2011)

磁場が弱い 不安定
分裂して，コアは収縮する
磁場が強い 安定

磁場が拡散する時，不安定分裂や収縮しない分裂，コア収縮する．
時間は拡散時間．

磁場が強い場合 strong ﬁeld
ゆらぎあり

磁場

磁場

磁場

磁場

磁場が強い場合 strong ﬁeld
磁気拡散係数が先ほどの0.3倍
ゆらぎあり

磁場

磁場

磁場磁場

強い乱流でKudoh & Basu (2014)

星の形成時間が速くなる理由•

大きなスケールの強い乱流によって，分子雲が圧縮され，密度が増大する．

•

密度が増大すると，磁場の拡散が促進される．

•

その結果，分子雲の収縮が速いタイムスケールで進行する．
大きなスケールの乱流でできた細長い構造が分裂するモードが成長する．

まとめ
磁場に貫かれたフィラメント状分子雲
自己重力で磁場に関わらず分裂

分子雲コア
弱い磁場

強い磁場

分子雲コアは分子雲コアはすぐに暴走的に収縮星なしコアとなる

自由落下~106 年

磁場の拡散星~107 年