銀河や星団などの恒星系の形成過程の解明は,理論天体物理学上もっとも困難な問題のひとつであり,いまだに完全には解明されていない.その理由として,恒星系の形成過程には,大規模構造を作り出す重力から原子レベルの化学反応までの,非常に多岐にわたる物理過程が関係しているためである.恒星系の中でも,銀河系(天の川銀河)の形成過程を理解することは,特別な意味を持っている.それは、銀河系が恒星系の形成に関係する様々な物理現象を詳細に観測することができる天体だからである.具体的には,恒星系を構成する星が形成している領域を赤外線や電波で直接観測可能であることや,銀河系では個々の星の固有運動が観測可能なので銀河系の力学的構造が直接調べられることや,個々の星の重元素量や星の年齢の精密に推定可能であること,等である.今後とも銀河系によって,恒星系の最も詳細な性質を知ることができるので,銀河系の形成過程の理論的なモデルを作り,観測事実と比較検討していくことが,恒星系の形成過程を明らかにする上で必要不可欠である.天文学の歴史上,今まで様々な天体観測がおこなわれてきたが,近年の観測機器の大型化により,近い将来に得られる観測データは,質,量ともに飛躍的な進歩をすると予想される.そのため,それらと比較すべき理論モデルの方も,様々な観測事実との詳細な比較検討が可能であるよう精密化が必要となる.本研究では,3次元数値シミュレーションにより,銀河系と銀河系内に存在する球状星団の精密な形成モデルを構築し,様々な観測事実と比較することをおこなった.

　過去において,銀河系形成について,観測的には以下のふたつの説が提唱されていた.ひとつは,Eggenら(1962)による,"Free Fall Collapse"説で,これは銀河系が形成する際,その元となった単一のガス雲が非常に短いタイムスケールで収縮して,銀河系が形成されたとする説である,他方の説は,SearleとZinn(1978)による,"Slow Collapse"説で,これは銀河系が,"Free Fall Collapse"説のように単一のガス雲から形成されたのではなく,複数の小さなガス雲や恒星系が比較的ゆっくりと集まって,銀河系が形成されたとする説である.現在では,これらの二つの説は古典的なものと考えられており,銀河系のような恒星系は"Cold Dark Matter(CDM)"による構造形成で形成されたと考えられている.CDMによる構造形成では,宇宙初期には小さな構造が最初に形成され,大きな構造は小さな構造の合体によって徐々に形成されたと考えられている.この説のもとでは,銀河系の形成は,上記ふたつの古典的な説の中間的なものであったと考えられている.銀河の形成過程の理論的な研究は,70年代に行なわれていた解析的および準解析的な研究をもとにして,80年代後半以降,数値計算による研究が盛んにおこなわれるようになってきている.このような数値計算による研究の進展の背景には,80年代以降の計算機の能力の進歩と,数値計算コードの発展があると思われる.特に,3次元の流体力学計算を容易に可能にするSmoothed Particle Hydrodynamics(SPH)法は,本質的に球対称などの仮定が使えない円盤銀河等の研究の発展に大きく寄与してきた.90年代前半に,Katzら(1992)は,CDM説にもとづいて,銀河系形成の数値モデルを構築し,銀河系のような円盤銀河を定性的に再現した.本研究ではKatzらによる一連のSPHを使用した円盤銀河形成の研究をもとに,より詳細な銀河系の3次元形成モデルを構築した.銀河系では星の固有運動などから,3次元力学的構造が詳細に判明しているので,3次元の数値モデルを構築して観測事実との比較をおこなうことは,銀河系の形成過程の完全な解明には必要不可欠である.

　銀河系を構成する恒星は,銀河中心に存在する球状のバルジ星,銀河の回転面に集中しているディスク星,ディスク面から離れて広がって分布しているハロー星,の3種類に分類でき,それぞれ力学的及び化学的な構造が異なっている.これらの力学的化学的に異なる恒星の集団の性質を調べるためには,3次元の化学進化を含んだ数値計算モデルが必要である,本研究では3次元のSPH法をもとに,恒星系の化学進化を適化に取り扱う数値計算コードを作成したうえで,それにより3次元の銀河系の形成モデルを構築し,得られた計算結果を様々な観測事実と詳細に比較した.図1-3に比較の例を示す.図1は,ディスク星の表面密度分布を図示しており,観測されている指数関数的な密度分布が本研究のモデルによって再現できている.図2は,ディスク星の重元素量勾配を図示しており,本研究の力学的なモデルによって,観測と同程度の重元素量勾配が再現できている.図3は,バルジ星の重元素量の分布関数で,実線が本研究のモデル,点線が観測データであり,観測されている広がった分布関数が再現できている.本研究の銀河系形成モデルから,以下のようなことが判明した.

　・銀河系形成初期,密度の高い小さな密度揺らぎから一番最初の恒星が誕生する.この時期に形成された恒星は全て後にハロー星となる.

　・小さな密度揺らぎは衝突合体を繰り返し,最終的に銀河中心となるポテンシャルの深いところで合体し,激しい星形成が起きる.この時に形成される恒星がバルジ星となる.

　・バルジ星の形成時には,多くの星が短時間で形成されるので,バルジ星の重元素量の分布関数は、広がった分布を示すようになる.

　・より外側に広がっていた密度の低いガスは,角運動量を保存しながらある軸の方向に収縮し,ガスディスクを形成する.ガスディスクは内では,重力不安定性により,局所的に密度が上昇し星形成が間歇的におこる.このような星はディスク星となる.

　・重力不安定性によりできた密度の高い領域は,まわりのガスとの相互作用して,ガスディスク内での角運動量の再配分がおきる.その結果,ディスク星は指数関数的な密度分布を示すようになる.

　・CDM説による構造形成により,銀河系の様々な力学的化学的性質はおおよそ再現可能である.

図表図1:ディスク星の表面密度分布.横軸は半径,縦軸は表面密度. / 図2:ディスク星の重元素量勾配.横軸は半径,縦軸は重元素量.点が本研究のモデル,実線が観測されている重元素量勾配. / 図3:バルジ星の,ある重元素量(横軸)をもつ星の個数分布関数.縦軸は総数で正規化されている.実線が本研究のモデル,点線が観測データ.

　銀河系内には,球状星団(globular cluster)と呼ばれる比較的小さな恒星系が存在しており,その形成過程はいまだにあまり解明されていない.球状星団は,宇宙でもっとも古い天体であり,その形成時期は銀河系の形成時期と同時期であったので,その形成過程は銀河系の形成過程と深く関連していると考えられる.しかしながら,今までの球状星団の形成の研究は全て定性的なものにとどまっていた.そこで,本研究では数値計算モデルを使用した,定量的な球状星団の形成モデルの構築をおこなった.球状星団の元となったProto Globular Cloud(PGC)が,銀河系の形成と同時期に熱的不安定性により形成されたとして,PGCの大きさを熱的不安定性の線形解析をすることによって求めた.その結果を初期条件として,上記の3次元SPH法による数値計算コードを使用して,PGCの進化を計算した.その結果,以下のようなことが判明した.

　・球状星団の質量を再現するためには,PGCがガスが冷却するのに十分な重元素を含んでいる必要があり,その重元素量は銀河系のハロー星と同程度であった.

　・球状星団の形成過程の途上で,PGC中心部における超新星爆発により,ガスが球殻上の構造を形成し,その球殻内でも星形成が起こる.

　・重元素を含まないPGCから球状星団が形成されるためには,非常に高密度のPGCが必要であり,そのようなPGCが存在可能かは自明ではない.そのため,重元素を含まないPGCの場合,球状星団になり損ねた恒星系はバラバラになり,ハロー星になったと予想される.

　以上のような結果を総合すると,銀河系の形成過程は以下のようであったと考えられる

　1.銀河系形成初期,小さな密度揺らぎから一番最初の恒星が誕生する.この時期にはPGCは重元素を含んでいないので,球状星団はほとんど形成されない.この時期に形成された恒星は全て後にハロー星となる.

　2.第一世代の恒星は周囲の星間物質を重元素で汚染する.同時に小さな密度揺らぎは互いに衝突合体して,だんだんと大きな構造が形成されていく.

　3.徐々に十分な重元素を含んだPGCが形成されるようになり,そのようなPGCから球状星団が形成される.

　4.小さな密度揺らぎは衝突合体を繰り返し,数個のクランブが形成され,それらは最終的に銀河中心となるポテンシャルの深いところで合体し,激しい星形成が起きる.この時に形成される恒星がバルジ星となる.

　5.より外側に広がっていた密度の低いガスは,角運動量を保存しながらある軸の方向に収縮し,ガスディスクを形成する.ガスディスクは内では,重力不安定性により,局所的に密度が上昇し星形成が間歇的におこる.このような星はディスク星となる.

　6.重力不安定性によりできた密度の高い領域は,まわりのガスとの相互作用して,ガスディスク内での角運動量の再配分がおきる.その結果,ディスク星は指数関数的な密度分布を示すようになる.

　以上のように,精密な3次元数値計算モデルによって,今まで提唱されてきた銀河系の形成説や理論的予測,そして様々な観測事実を,おおよそ再現可能であることがわかった.

　本論文は、銀河や球状星団等の恒星系の形成過程を数値シミュレーションによって明らかにすることを試みたものである。恒星系の形成過程は、重力による構造形成、ガスの放射による冷却と重力がカップリングした不安定性とそれによる星形成、形成された星の進化と、質量放出や超新星爆発によるエネルギー生産や元素合成、その結果としてのガスの組成変化等の過程が複雑に絡み合った現象である。そのため、恒星系形成過程の解明は、天体物理学の中でも非常に複雑で困難な課題のひとつとされ、宇宙における階層構造の形成とその進化を解明する上でかぎとなる重要な課題であるにもかからわず、いまだに十分な理解がなされていない。このような複雑な過程である恒星系形成過程の理解のためには、素過程の理解を組み合わせて、シンセティックなモデルを作り上げ、その結果を現実の系の観測と比較することで、素過程の理解そのものとシンセティックなモデルを同時に検証、改良していくという研究の方向が特に重要となってくる。本論文は、3次元のダークマター・ガス・星の化学力学進化モデルを構築し、その予測と球状星団、銀河系の観測結果との多面的な比較を行なうことで恒星系の形成過程の解明を目指したものである。

　主論文は五章と付録部分から構成されている。第一章は序論であり、研究の背景や従来の研究の問題点をまとめ、本研究の目的と意義を述べている。第二章と付録部分では、数値計算方法の詳細、恒星系形成過程で考慮しなければならない物理過程、テスト計算による検証結果がまとめられている。第三章と第四章で、球状星団と銀河系の形成過程のシミュレーション結果と観測との比較がそれぞれ記述されている。第五章では、結論と、銀河形成過程のシナリオがまとめられている。

　球状星団は宇宙でもっとも古い天体であり、その化学的力学的構造は、形成時の環境がどのようなものであったかの重要な情報を与えると考えられる。しかし、そのような情報を得るための定量的な形成モデルの構築は従来ほとんどなされていない。本論文による形成モデルの構築の結果、(1)観測されている程度の質量の球状星団が形成されるためには、原始ガス雲がすでに太陽組成の1/100程度の割合の重元素を含んでいる必要がある。(2)球状星団の形成過程で、大部分の星形成は中心部で起き、星団内の超新星爆発により放出された重元素は星にとりこまれない、といった結論が示された。これらはいずれも球状星団と銀河の形成、進化の理解に重要な示唆を与えるものである。

　銀河系自体の形成に対する数値シミュレーションによって新たに得られた知見は次の点である。(1)形成された銀河の力学的な構造については、ディスク部分の星に典型的な指数関数的な密度分布や回転速度分布が良く再現できている。(2)中心部のバルジと呼ばれるほぼ球系の構造も形成されることが示される。これは、従来の同様な計算では空間分解能が不足しているために見えなかったもので、本論文ではじめて明確に示されたものである。(3)星やガスの重元素量の空間分布についても、その半径方向の勾配が観測と良く一致していることが示されている。分布の分散についても観測の結果を定性的には再現できている。N体+SPH計算モデルにこのような詳細な化学進化のモデルを組み合わせて現実の銀河の形成過程を再現する試みは従来ほとんどなされておらず、本研究でそのような再現が可能であることを示したのは非常に重要な結果であると考えられる。

　以上を要するに、本論文は銀河系、球状星団等の形成と化学進化という重要な問題に対して、SPH+N体で表現した動力学モデルと星形成・超新星爆発等による化学進化を組み合わせたモデルを構築し、球状星団については初めて原始ガス雲のサイズや金属量について制限をつけ、特にゼロメタルのガス雲が起源ではないことを明らかに示したこと、また銀河については、バルジの力学的な構造や金属量勾配などの主要な化学的性質の再現に成功したことなど、新しい知見をもたらしたものであることを審査委員会一同が確認した。

　なお、本論文の第三章と付録の一部の内容は、森正夫、野本憲一氏と共著論文の形で、既に学術論文に公表されているが、論文提出者が主体となって分析及び解析を行ったもので、論文提出者の寄与は十分であると判断できる。なお、その論文の内容を主論文のなかに含めることについては、共著者の承諾書が得られている。

　したがって、博士(理学)の学位を授与できると認める。