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Star cluster formation and molecular cloud destruction caused by radiative feedback

Inoguchi, Mutsuko 京都大学 DOI:10.14989/doctor.k23704

2022.03.23

概要

分子雲中の星形成効率が何によって決まるのかを明らかにすることは、星形成研究における重要課題の一つである。しかし、近傍銀河の観測から示唆される低い星形成効率（～数%）がなぜ実現しているのか十分な理解が得られていない。いくつか物理過程の候補がある中で、分子雲内で形成された大質量星が発する電離光によるフィードバック効果が重要視されている。それに加え、星が発する解離光によるガス加熱も星形成抑制に寄与すると考えられる。解離光は星にならずに残っているガスの化学組成にも影響を与えるため、その影響を考えることは星間物質の循環の観点からも重要である。しかし電離光と解離光を共に考慮した理論研究は未だ不十分であり、解離光がどれほど星形成抑制に寄与するのか、そして星にならなかったガスがいかにして次の星形成につながっていくのか、といった課題解明には、これまでほとんど手付かずとなっていた。

申請者は光電離と光解離のフィードバックを両方とも考慮した上で電離領域のダイナミクスおよび外側の温度・化学構造を解く球対称一次元準解析的コードを作成し、分子雲の星形成効率および分子雲残骸の化学組成を計算した。様々な質量・面密度を持つ分子雲について幅広くパラメータをとり、ダスト光電加熱をも考慮して星形成効率決定法の再検討を行ったところ、105 M⊙よりも大質量、かつ面密度が小さめの分子雲においては、星形成効率が光電離のみを考慮した見積もりよりファクター2程度小さくなることが示唆された。また、分子雲の面密度が高いほど（> 100 M⊙ pc-2）CO分子が壊されやすく、分子雲の質量を変えても同様の傾向が見られることが分かった（第２章）。

この一次元準解析的モデルは星形成効率をよく説明するものの、球対称な分子雲構造や、星団形成が瞬時に起こることを仮定しており、現実的な系の時間進化を追うことは困難である。観測を理解するためには３次元輻射流体シミュレーションが必要となる。そこで申請者はFukushima & Yajima (2021)に注目した。彼らは、球状星団に匹敵する若い大質量星団（ YMC）の形成条件を調べることを目的に光電離・光解離フィードバックを考慮した星団形成シミュレーションを行っている。申請者は彼らの結果を用いて、YMC 形成途上の分子雲がどのような観測的特徴を示すかを調べた。同じ質量 106 M⊙ をもつ分子雲のうち、YMCが形成される面密度 400 M⊙ pc-2 の場合と、されない面密度 100 M⊙ pc-2 の場合のシミュレーションデータをとりあげ、両者を比較した。両者の違いは活発な星形成 が 1.5 tff（tffは自由落下時間）経過後も持続するか否かにあるが、観測で両者を区別できるか、自明ではない。そこで [CII] や [OI] 等の輝線強度分布や、星団前面にある分子ガスの視線速度分布を計算し、両者を比較したところ、電離領域へ向かう分子ガスの落下運動と、強く中心集中した [CII]等の輝線放射分布が YMC 形成時の観測的特徴であることが分かった（第３章）。

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