{"created":"2024-06-07T06:51:42.033503+00:00","id":2000438,"links":{},"metadata":{"_buckets":{"deposit":"e79816e9-851d-4709-b198-399317b0cc92"},"_deposit":{"created_by":18,"id":"2000438","owner":"18","owners":[18],"pid":{"revision_id":0,"type":"depid","value":"2000438"},"status":"published"},"_oai":{"id":"oai:konan-u.repo.nii.ac.jp:02000438","sets":["3:1697085271824"]},"author_link":[],"control_number":"2000438","item_10006_date_granted_11":{"attribute_name":"学位授与年月日","attribute_value_mlt":[{"subitem_dategranted":"2024-03-31"}]},"item_10006_degree_grantor_9":{"attribute_name":"学位授与機関","attribute_value_mlt":[{"subitem_degreegrantor":[{"subitem_degreegrantor_language":"ja","subitem_degreegrantor_name":"甲南大学"}],"subitem_degreegrantor_identifier":[{"subitem_degreegrantor_identifier_name":"34506","subitem_degreegrantor_identifier_scheme":"kakenhi"}]}]},"item_10006_degree_name_8":{"attribute_name":"学位名","attribute_value_mlt":[{"subitem_degreename":"博士（理学）","subitem_degreename_language":"ja"}]},"item_10006_description_10":{"attribute_name":"学位授与年度","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"令和5年度(2023年度)","subitem_description_language":"ja","subitem_description_type":"Other"}]},"item_10006_description_7":{"attribute_name":"抄録","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"本論文では、初代星形成環境における乱流の増幅・飽和のメカニズムを明らかにし、そしてそれらを考慮した一般化された磁場の増幅メカニズムや詳細な進化を明らかにする包括的な研究を行った。\nはじめに、乱流の駆動メカニズムを詳細に調べるため、ポリトロピックな状態方程式を仮定した初代星形成雲の重力収縮によるコア収縮を追う数値シミュレーションを初期乱流マッハ数と解像度を変えて行った。その結果、初期乱流マッハ数が小さい場合でも、乱流速度は重力収縮のみによって増幅され、最終的には音速に匹敵する速度になることがわかった。また、密度の増加に伴う乱流速度の増幅に関する解析的表式を導出し、数値計算結果がその式と一致することを示した。\n次に、重力収縮するガス雲における乱流の飽和レベルを決定する物理的メカニズムを調べた。より多くの有効ポリトロープ指数γ_eff、初期マッハ数、初期乱流シード値を用いて、乱流ガス雲の重力収縮を追うための一連の高分解能数値シミュレーションを行った。乱流が飽和した時には、重力収縮によるエネルギー注入率と乱流の散逸率が等しくなると考え、乱流の飽和レベルを解析的に求め、数値計算結果と比較した。その結果、数値計算結果は解析モデルによって非常によく説明され、重力収縮するガス雲の乱流駆動スケールが重力収縮するガス雲コアの典型的な長さであるJeans長の3分の1であることがわかった。\n最後に、重力収縮する始原ガス雲の乱流を伴う磁場の時間発展を調べた。磁化された乱流的な始原ガス雲の崩壊を、ポリトロープ指数γ_effを持つポリトロピックな状態方程式を仮定し、様々な解像度で磁気流体数値シミュレーションを行った。さらに、磁場成長/飽和の解析的理論を一般化し、様々なポリトロープ指数と乱流エネルギースペクトルに対応できるようにした。その結果、初代星形成時の収縮期まで、さまざまなγ_effに対して、数値計算結果が理論によってよく再現されることがわかった。磁場は運動論的ダイナモと非線形ダイナモによって最終的に〖10〗^12-〖10〗^15倍に増幅され、γ_effに依存してEquipartition levelの3%-100%に達する。\nまた、運動論的段階と非線形段階の間の遷移が起きる時期を解析的に見積もることができた。これらの結果は、超音速乱流を伴う強い磁場が一般的な性質であることを示し、初代星の形成に重要な役割を果たす可能性を示唆している。\n本論文で行われた一連の研究により初代星形成過程において、超音速乱流を伴う乱流的な分布を持つ強磁場が必ず存在することが示された。\nこれら一連の研究は、初代星形成過程における乱流と磁場の詳細な増幅過程を明らかにした最初の研究である。","subitem_description_language":"ja","subitem_description_type":"Abstract"}]},"item_10006_dissertation_number_12":{"attribute_name":"学位授与番号","attribute_value_mlt":[{"subitem_dissertationnumber":"甲第129号"}]},"item_10006_identifier_registration":{"attribute_name":"ID登録","attribute_value_mlt":[{"subitem_identifier_reg_text":"10.14990/0002000438","subitem_identifier_reg_type":"JaLC"}]},"item_10006_version_type_18":{"attribute_name":"著者版フラグ","attribute_value_mlt":[{"subitem_version_resource":"http://purl.org/coar/version/c_970fb48d4fbd8a85","subitem_version_type":"VoR"}]},"item_access_right":{"attribute_name":"アクセス権","attribute_value_mlt":[{"subitem_access_right":"open 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