銀河中心部ガス円盤における 磁気流体過程の数値実験 これからの３講演では銀河系中心部分子雲ループの理論シミュレーションモデルについて話します。 松元亮治（千葉大理)、町田真美（国立天文台)、 鈴木重太郎（千葉大自然）、田中　実（千葉大自然）、錦織弘充（千葉大自然）　　

銀河中心領域のフィラメント構造 RaLosa et al (2000) VLA Yusef-Zadeh and Morris 1987

銀河系中心の分子ループ構造 NANTENにより、銀河系中心で発見されたＣＯ分子のループ構造 （Fukui et al. 2006) NANTENによって発見された分子ループではループに沿って50km/s以上の速度差があり、ループの根元では50km/s程度の大きな速度分散が観測されています。ループに沿う速度差は分子ガスがループに沿って落下していると考えると説明できます。私たちは、このようなループは太陽表面で観測される磁気ループのように、中心核ガス円盤から浮上した磁気ループだと考えています。 NANTENにより、銀河系中心で発見されたＣＯ分子のループ構造　（Fukui et al. 2006)

銀河中心領域の磁場構造 arc ガス降着 Loop 1kpc

降着円盤の大局的3次元MHD シミュレーション Initial Condition ：β＝１ The formation of magnetic loops in differentially rotating disks was simulated by Machida et al. The left panel shows the initial condition. We assume azimuthal field. The plasma beta at the density maximum is unity. Red curves in the right panel show magnetic field lines after the disk becomes turbulent. Yellow surfaces show the isosurface of magnetic field strength. Buoyantly rising magnetic fields create magnetic loops in the disk halo. Machida et al. 2000

降着円盤の加熱とアウトフローの生成 密度 Isosurface of veritical velocity The left panel shows the temperature distribution. The temperature of the inner torus exceeds 10^11K. The right panel shows the isosurface of vertical velocity. Outflows are ejected from the inner torus. 円盤内部での磁気エネルギー解放によって円盤を加熱 加熱率 ∝ Trφ×dΩ/dr ∝ αB2×dΩ/dr 温度

Application to SgrA* (Machida et al. 2007 in prep) 43GHz 690GHz τ=1 surface (3Dview) １AU

講演内容 銀河ガス円盤の大局的３次元MHDシミュレーション 銀河中心領域の大局的３次元MHDシミュレーション 加熱・冷却を含めた磁気ループ 形成シミュレーション

銀河ガス円盤のMHDシミュレーション I am Ryoji Matsumoto from Chiba University. Today, I would like to talk about global magnetohydrodynamic simulations of galactic gas disks. This work has been done in collaboration with H. Nishikori, Minoru Tanaka, Mami Machida and Keiichi Wada Nishikori, H., Machida, M., and Matsumoto, R., ApJ 641, 862 (2006)

M51 (Neininger & Horellou, 1996) 渦状銀河の平均磁場：起源はダイナモ？ M51 (Neininger & Horellou, 1996) Our Galaxy (Han et al., 2002)

磁気回転不安定性（MRI) Angular momentum Since Balbus and Hawley pointed out the importance of the magneto-rotational instability, the evolution of magnetic fields in differentially rotating disks has been studied by direct 3D MHD simulations. Magnetorotational instability grows because magnetic stress transports angular momentum. This instability grows even when the initial magnetic field is purely azimuthal. MRI in differentially rotating disks （Balbus and Hawley 1991)

銀河円盤におけるMRI成長の シミュレーション（Dziourkevitch et al. 2004) 計算領域 　1kpc < r < 5kpc -1kpc< z < 1kpc 銀画面内で方位角磁場の方向が頻繁に反転

パーカー不安定性による磁束流出 鉛直方向に広いシミュレーション領域が必要 Parker (1966), Matsumoto et al. (1988)

パーカー不安定性による磁気ループ形成 （Matsumoto et al. 1988) 3/2 2 2 　ｇ（ｚ）= -GMz/(r0 +z ) この図は鉛直方向の重力加速度の変化を考慮したMHDシミュレーション結果です。濃淡は密度、赤い実線は磁力線を示します。ガス圧と磁気圧の比βは初期に１としました。不安定性の成長とともに磁気ループが形成され、物質は磁気ループに沿って超音速で落下します。このため、磁気ループの根元に衝撃波が発生し、円盤表面を加熱します。銀河中心核ガス円盤の場合、スケールハイトが50から100ｐｃ、ループサイズは数百から１ｋｐｃ、ループに沿う落下速度は３０ｋｍ程度になり、観測されるループサイズ、速度分布を説明できます。また、ループの根元付近の大きな速度分散も説明できます。 β＝Pgas/Pmag=1 磁気エネルギー解放 →円盤表面を衝撃波加熱

広い計算領域を用いたシミュレーション （Nishikori et al. 2006) 重力ポテンシャル ダークマターを含む軸対称ポテンシャル（ Miyamoto 1980) 初期条件 10kpcで密度最大になる角運動量一定のトーラス 方位角方向の弱い磁場 (β=100,1000,10000) T=105K r=0.8kpc に吸収境界 赤道面対称性を仮定 Next, I would like to show the results of global 3D MHD simulations. We assume axisymmetric gravitational potential given by Miyamoto. In this potential, the effects of dark matter is included. Initial state is a constant angular momentum torus whose density maximum locates at 10Kpc. AT the initial state we assume weak toroidal magnetic fields. We include anomalous resistivity and Joule heating. We imposed absorbing BC at r=0.6Kpc. The right panel shows the density distribution and initial magnetic fields. We user 250*64*319 mesh points in cylindrical coordinate. 250*64*319 mesh

密度分布と磁力線形状 t = 3.8Gyr

初期磁場が弱い場合のシミュレーション結果 ２μＧ after 1Gyr… ５Ｇｙｒ 方位角方向の平均磁場の時間発展　(5kpc < r < 6kpc) １Gyrの時間スケールで平均磁場方向が反転する。 　β0＝１０００

銀河中心磁気ループの形成

銀河系中心の分子ループ構造 ループに沿って50km/s以上の速度差 NANTENによって発見された分子ループではループに沿って50km/s以上の速度差があり、ループの根元では50km/s程度の大きな速度分散が観測されています。ループに沿う速度差は分子ガスがループに沿って落下していると考えると説明できます。私たちは、このようなループは太陽表面で観測される磁気ループのように、中心核ガス円盤から浮上した磁気ループだと考えています。 NANTENにより、銀河系中心で発見されたＣＯ分子のループ構造　　　（Fukui et al. 2006) 「ひので」衛星で観測された太陽コロナの磁気ループ

Loop形成のメカニズム B=100μG 体積＝１００ｐｃ3 Emag = 1052erg velosity position velosity position 速度分布図 velosity Color:12CO Contour:13CO(white) position B=100μG　体積＝１００ｐｃ3 Emag = 1052erg 個数密度　ｎ= 1５0 cm-3 　 アルフベン速度 VA = 24 km s-1

2D MHD simulations of Parker instability Fukui et al. (2006) This panel shows the result of local MHD simulations of the Parker instability projected on the sky. The white curves show the magnetic field lines. Color indicates horizontal velocity sliced in the vertical plane. (ループに沿って正負があるので水平速度でないとおかしい） This figure represents the last stage of the simulation since the beginning of the flotation of the two loops. Numerical simulations reproduced structures similar to the observed loops.

大局的３次元MHDシミュレーション Machida et al. 2007

Formation of magnetic loops Magnetic loop structure : plasma β=1 　　Hight ：　400pc 　　Length ：　1kpc 　　Inclination angle：　40度　 Magnetic loops are created where the gas density becomes lower than the region outside the loop. This panel shows the snap shot of magnetic loop structure. The blue surfaces show the isosurface of magnetic field strength. The yellow surface shows the surface where beta=1. White curves show magnetic field lines. Low-beta magnetic flux tubes are created inside the disk and buoyantly rise into the disk corona. The height of this loop is about 400pc. The length is about 1 kpc. The life time of the loop is about 10 million years Yellow：　Isosurface of β=1　 Blue：　Magnetic field strength

パーカー不安定性によって 低温高密度の分子ループを作ることはできるか？ パーカー不安定性によって　低温高密度の分子ループを作ることはできるか？

加熱・冷却を含めたシミュレーション H=100pc T0＝10000K 500pc β0 = 1 ｎ0 = 5/cm^3 162*246 mesh シミュレーションコード　CANS 500pc HIガスから分子雲が形成される過程を考慮するため加熱、冷却項を含めたシミュレーションを行いました。エネルギー式右辺のガンマが加熱、ラムダが冷却を示します。星間ガスの加熱、冷却関数を用いてシミュレートしました。シミュレーションコードとしては宇宙磁気流体汎用ソフトウェアCANSを用い、１６２＊２４６メッシュで計算しました。 赤道面の個数密度が1立方センチあたり５個のときの密度と磁力線の変化示します。パーカー不安定性が成長し、高密度領域が形成されています。 密度＋磁力線

星間ガスの熱不安定性 圧力 cooling 30K heating Inoue, Inutsuka, Koyama 2006 個数密度

熱不安定な初期条件の場合の 密度分布の時間変化 T0=4000K n0=2/cm^3 ２相構造が発達 高密度領域が　磁力線に沿って運動、合体 磁力線に沿った高密度ループはできていない。

温度分布の時間変化 T0=4000K n0=2cm-3 10000Kの高温領域と100K以下の低温領域共存 ハの字形の低温高密度領域が形成される

初期温度が高い場合 (T0=8000K) 密度 温度

分子雲ループの形成機構（１） 赤道面付近の分子ガスが持ち上げられた 高温ハロー 10000K 100K Isobe et al. 2005 次になぜHIガスだけではなく、分子ガスもループ状になるのかを考えます。第一の可能性は赤道面付近にあった分子ガスが磁気ループの浮上とともに持ち上げられたというシナリオです。右図は磯部らによる太陽浮上磁場のシミュレーション結果です。彩層部の低温ガスがもちあげられてアーチフィラメントとよばれるループを形成しています。このシナリオについては、この後、野澤がシミュレーション結果を発表します。 Isobe et al. 2005 ３層モデル 太陽では光球、彩層、コロナ ループ上昇を抑えると top heavy になる。

分子雲ループの形成機構（２） ループ形成に伴う衝撃波で分子を生成 Fast shock Slow shock 第二の可能性はHIループの形成に伴って発生する衝撃波面で分子が生成されるというシナリオです。ループの頂上前面にはやい衝撃波、根元には遅い衝撃はが形成されます。柴田らはこの遅い衝撃波でHIガスが圧縮されて分子雲を作ると考えました。 Slow shock Shibata and Matsumoto 1991

まとめと今後の課題 銀河ガス円盤の大局的３次元MHDシミュレーションを行い、平均磁場方向が準周期的に反転するという結果を得た。 平均磁場増幅と反転には磁気回転不安定性とパーカー不安定性による磁束流出が関与している。 銀河中心領域の大局的MHDシミュレーションにより、数百ｐｃの長さを持つ磁気ループが形成されることを示した。 円盤部の磁場は方位角成分が卓越するが、回転軸近傍では鉛直成分も重要になり、アウトフローが発生する。 加熱・冷却過程を含めたパーカー不安定性の局所シミュレーションを実施した。 今後、加熱・冷却過程、超新星爆発を含めた大局的3次元MHDシミュレーションにより、多相構造を持つ銀河ガス円盤、中心核ガス円盤の進化に磁場が及ぼす効果を明らかにしたい。 以上の結果をまとめます。

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