博士（理学）太田完爾
学 位 論 文 題 名CollapseofMagnetizedRotatingMolecularCloudCorei'‑es（ 回転 して いる 星間 分子雲 コア の重 力崩 壊過 程に おける磁場の影響）

学 位 論 文 内 容 の 要旨

星間 分子 雲の中で、どのような質量の星がどれくらい形成されるのかは非常に 興 味 深 い 問 題 で あ る 。 こ の 問 題 は 星形 成過 程と 深く 関連 して い ると 考え られ ている 。
星 は 星 間 分 子 雲 の 密 度 の 高 い コ ア にお いて 形成 され てい るこ と が最 近の 赤外 線
観 測 か ら 明 ら か に さ れ て い る 。 こ の こと から 、高 密度 の分 子雲 コ アが 自己 重カ によ っ て 収 縮 し 、 星 形 成 が お こ る と 考 えら れて いる 。し かし 、そ の 重力 収縮 過程 は単 純 で は な い 。 そ の 理 由 は 、 重 力 収 縮を 妨げ る磁 場と 回転 が見 っ かっ てい るか ら
で あ る 。 Zeeman splittingや 偏 光 の 観測 によ って 分子 雲に は磁 場 が存 在す るこ とが 示 さ れ て い る 。 ま た 、 近 年 に な っ て回 転し てい る原 始惑 星系 ガ ス円 盤が 発見 さ
れ 、 こ の 円 盤 の べ ア レ ン ト 分 子 雲 も 回転 して いる と期 待さ れて い る。 従っ て、 星形 成 過 程 を明 らか にす るIた めに は回 転と 磁場 のあ る分 子雲 コア の 自己 重力 収縮 過程を 明ら かと する こと が必 要で ある 。
こ れ ま で 、 分 子 雲 の 回 転 の み を 考 慮し た自 己重 力収 縮過 程、 あ るい は磁 場の みを 考 慮 し た 自 己 重 力 収 縮 過 程 に つ い て主 に研 究さ れて きた 。磁 場 と回 転の 両方 を考 慮 し た 自 己 重 力 収 縮 過 程 の 研 究 は 少な く、 これ まで 十分 には 行 われ てい なか った。 回転 のあ る分 子雲 の自 己重 力収 縮過 程の 研究 から は 自己 重力 収縮によってdiskが 形 成 さ れ 、 い く っ か の 高 密 度 な clumpに fragmentす る 条 件 が 明 ら か に さ れ てい る （ 例 えば 、Miyama et al. 1984)。ま た、 磁場 のあ る分 子雲 の 自己 重力 収縮 過
程 の 研 究 か ら は 磁 場 の あ る 分 子 雲 は 磁場 に沿 った 向き に収 縮し て d
isk状と なり 、こ の diskが 分 裂 す る 条 件 が 示 さ れ て い る (Nakano and Nakamura 1978)。 回 転 と磁 場 の 両 者 を 考 慮 し た 分 子 雲 収 縮 過 程 の 研 究 と し て は Dorfi (1982)が3次 元の 数値 シ ミ ュ レ ー シ ョ ン を 行 い 、 自 己 重 力収 縮に よっ てdisk
状 にな る こと を示 して いる 。 し か し 、 形 成 さ れ た diskが fragmentす る か ど う か に つ い て は 明 ら か に で きな か っ た 。 こ れ は 彼 の 計 算 が こ の diskを レゾ ルブ でき るほ どの 空 間精 度を 持っ て
い な か っ た た め で あ る 。 さ ら に 彼 の 計算 では 磁束 の保 存が 破れ て いた り、 角運 動量の 人工 的な 輸送 が起 きて いる など の問 題点 もあ った 。
そ こ で 、 我 々 は 磁 場 と 回 転 の 両 者 を考 慮し た分 子雲 の自 己重 力 収縮 過程 を高 い精 度 の 数 値 電 磁 流 体 (MHD)シ ミ ュ レ ー シ ョ ン に よ っ て 調 ぺ る こ と にし た。 空間 精

度を高めるために軸対称性を仮定した。座標系は円筒座標系を用いた。初期の分子雲は、一様な密度・温度の球状で、剛体回転しているとした。この分子雲の周囲には分子雲と圧カが等しい希薄なガスをおき、初期に静止しているとした。磁場は初期には一様で分子雲の回転軸方向を向いているとした。このような初期条件のも とで 流体 につ いては一種のLagrange法である軸対称SPH (Smoothed ParticleHydrodynamics)コード、磁場についてはメッシュ法である2次精度の風上差分法
で、自己重カについてはSLOR (SuccessiveLineOverrelaxation）法を用いた。これらは、いずれもスーパーコンピューターにおける高ベクトル計算用に独自に開発したものである。
回転 と磁 場を もつ cloudの場 合（ a＝ 0．6、 p〓0.3、7――0.3)について計算した。比較のために回転しているが磁場のないcloudの場合（Q〓0．6、p＝0.3、7 0．0）についても計算した。後者のパラメータではcloudはfragment
せずに、重 力崩 壊が 起こ るこ とが Miyamaら (1984)によ って示されている。ここで、Q、p、プはそれぞれ、熱エネルギー、回転エネルギー、磁場のエネルギーを重カエネルギーで無次元化したmodelパラメーターである。
磁場 のな い回 転cloudの 場合 の計 算結 果は 、中心にdiskが形成され中心密度が時間とともに増大することが明らかとなった。これは、Miyamaら（1984)の結果とよぃ一致を示している。また、この一致から、我々のコードは角運動量の保存が非常によく成り立っていることも明らかとなった。
っぎに、回転と磁場の両方をもつcloudの場合には、磁場によって角運動量が効果的に輸送され、ガスが中心部に集中する様子が明らかとなった。このガス集中の結果、磁場のない回転cloudの場合と比較して、より高密度で扁平なdiskがcloudの中 心部に 形成 され た。 この diskのfragment不安定性を評価してみるとfragmentが起こる条件を満たしていることが明らかとなった。っまり、磁場がない場合fragmentせずに重力崩壊するcloudが磁場が存在することによって角運動量 が輸 送さ れfragmentが起こりうるdiskが形成されることが明らかになった。
以上 の結 果、 磁場と回転をもつcloudは磁場をもたない回転cloudよりも高密度で薄いdiskが中心部に形成されることが明らかとなった。このdiskはfragmentの条件を満たしていることを示した。このことは、このような磁場と回転をもつcloudが自 己重力 収縮する場合、cloud中心にdiskが形成されそれがfragmentして、より質量の小さな分子雲コアヘ分裂することを意味している。以上の結果は、磁場と回転をもつcloudでは形成される星の質量が磁場のなぃ時に比べて非常に減少することを示唆している。

学位論文審査の要旨
主査

教授

石 川 健三

副査

助教授

羽部朝男

副査

助教授

兼古昇

学 位論 文 題 名Collapseof
へ圧agnetizedRot
ating
へ 圧 olecular Cloud Cores（回転している星間分子雲コアの重力崩壊過程における磁場の影響）

近年、星形成に関する研究が盛んに行われている。星形成は分子雲において主に起こっていることが分かってきた。星形成にいたる基本的な物理過程のーっとして星間分子雲の密度の高い領域の自己重力収縮過程がある。星の質量は、星形成過程で起こる分子雲の自己重力収縮過程によって決定されると期待されるため、この過程の研究が盛んである。最近の観測によって、分子雲は一般に回転しており又磁場も持っていることが明らかになってきた。しかしながら、従来の分子雲の自己重力収縮過程の研究の多くは、分子雲の回転のみ、あるいは磁場の効果のみを考慮しており、これらニっを同時に考慮した研究は、十分なされていなかった。その理由は、分子雲の収縮過程で密度や回転速度分布などが大きく変化するさい、磁場がこれらの物理量の変化に大きく影響し、その物理過程を複雑にすることにあった。
本研究は、このような現況にある分子雲の自己重力収縮過程に関して、分子雲の回転と磁場の両方を考慮して、分子雲の自己重力収縮過程における磁場による角運動量輸送過程に注目して行われた。この研究のため、著者は精度が高く角運動量輸送についても正確に取り扱える数値電磁流体力学計算コードを新しく開発した。本研究で用いたこの数値電磁流体計算コードは、スーパーコンピュータで効率よく計算が可能であるよう工夫されている。このことによって高精度の計算を高速で行うことを可能とし、それによって従来明らかではなかった分子雲の自己重力収縮過程における磁場による角運動量輸送過程の特徴が明らかになった。それをまとめると、
1）分子雲が回転しながら収縮するにっれて磁場をねじり上げ、分子雲の角運動量は磁場のテンションによって周りのガスに輸送される。

2）角運動量が輸送された結果、分子雲は、角運動量が輸送されない場合と比較して、より 高 密 度 状 態 へ 収 縮 し 分 子 雲の 中 心 に 密 度 が 高 く 薄 い ガ ス円 盤 が 形 成 さ れ る 。
3）形成された高密度円盤の自己重力不安定性を検討すると、この円雛は分裂しながら収縮する条件にあることが明らかになった。
以上から、分子雲の磁場のエネルギーが分子雲の自己重カエネルギーと同程度であれば角運動量を効率よく輸送することが出来、その結果単調に自己重力収縮するはずの分子雲が分裂可能な分子雲へと進化することが明らかになった。このように、分裂可能な分子雲へと進化することは、磁場による角運動量輸送の影響によって分子雲がより小質量星の形成を可能とする状態ヘ進化することを示唆する。また、この結果は、かなりの星は連星系と し て 形成 さ れ る と 言う 観 測 事 実 を説 明 す る 可 能 性を あ た えてい る。
これを要するに、著者は宇宙物理学における星形成の基本過程である、角運動量を持つ星間分子雲の自己重力収縮過程における角運動量輸送過程に関する磁場の影響について新しい知見を得たものであり、宇宙物理学における星形成の研究に対して貢献するところだ
いなるものがある。
よって審査員一同は、著者が北海道大学博士（理学）の学位を授与される資格あるものと認める。