申請書
Memo
①案
星は分子雲と呼ばれる巨大なガスの塊が重力で収縮することで形成されるが、太陽の8倍を超える大質量星がどのように大量のガスを集めるのかは未解明である。近年は観測から分子雲同士の衝突が大質量星形成シナリオとして有力視されている（Fujita et al. 2021など）。一方、運動学的モデル計算では衝突頻度は高くなく、観測で見られる事例の多さを単純な雲衝突だけで説明するのは難しい（Sun et al. 2022）。この不一致は、大質量星形成シナリオを捉え直す必要を示している。本研究では、巨大分子雲が階層的に重力収縮する過程で、内部のガス塊同士が自然に衝突・合体する可能性に注目する。こうした“階層構造内部の衝突”が、大質量星周辺で観測される特徴を統一的に説明する鍵になり得る。その検証のため、野辺山45m望遠鏡およびALMAの観測データと、GPUによる高解像度流体シミュレーションを階層構造解析ツールastrodendro（Rosolowsky et al. 2008）で解析し、巨大分子雲の内部構造と進化過程を明らかにする。博士前期課程では野辺山45m鏡による銀河面CO輝線データFUGIN（Umemoto et al. 2017）を解析し階層構造を調べた。博士後期課程ではALMA観測とGPUシミュレーションを組み合わせ、近傍銀河における階層的収縮と内部衝突の関係を検証し、大質量星形成シナリオを再評価する。
星は分子雲と呼ばれる巨大なガスの塊が重力で収縮することで形成されるが、太陽の8倍を超える大質量星がどのように大量のガスを集めるのかは未解明である。本研究では、巨大な分子雲が階層的に重力収縮する過程で、内部のガス塊同士が自然に衝突する可能性に注目する。このような“階層構造内部の衝突”が、多数観測されている大質量星周辺での分子雲衝突の兆候（Fujita et al. 2021など）を統一的に説明する鍵になり得る。その検証のため、野辺山45m望遠鏡およびALMAの観測データと、GPUによる高解像度流体シミュレーションを階層構造解析ツールastrodendro（Rosolowsky et al. 2008）で解析し、巨大分子雲の内部構造と進化過程を明らかにする。博士前期課程では野辺山45m鏡による銀河面CO輝線データFUGIN（Umemoto et al. 2017）を解析し階層構造を調べた。博士後期課程ではALMA観測とGPUシミュレーションを組み合わせ、近傍銀河における階層的収縮と内部衝突の関係を検証し、大質量星形成シナリオを再評価する。