私は、アルマ望遠鏡を用いて、星や惑星がどのように生まれるのかを観測的に研究しています。若い星の周囲には、ガスや塵からなる「原始惑星系円盤」が存在し、その中で惑星の材料が集まり、やがて惑星へと成長していきます。また、星が生まれる初期段階では、若い星から高速のガス流であるアウトフローが噴き出し、周囲の環境と相互作用します。私は、アルマ望遠鏡による高解像度観測を通じて、この円盤内のリングやすき間構造、ガスの運動、アウトフローの性質を調べ、星形成から惑星形成へ至る物理過程を明らかにすることを目指しています。

μm(マイクロメートル)のダストからkm(キロメートル)サイズ以上の惑星までの成長は理論研究で明らかにされていません。異なる星形成環境を想定して、3次元非理想MHD計算を用いて星形成初期段階の分子雲コア進化を計算し、ダストの運動、成長について数値シミュレーションを行っています。この研究により、アウトフローの影響や円盤の重力不安定環境下におけるダストのダイナミクスを明らかにすることができます。星形成初期段階は観測の難しい領域で、理論研究が重要な役割を担います。 星形成初期段階のダストの挙動は、星への落下、アウトフローによる巻き上がり、円盤での生存という大きく3つに分類されることを確認しました。さらに、初期はダストがガスが強く結合していることから、ダストの分布と成長は星形成領域の環境に依存することがわかりました。さらに、スパイラル構造によって円盤に生存、成長し続けるダストも見つかり、これは惑星形成へとつながる"生存ダスト"であると考えられます。

宇宙で、星は分⼦雲と呼ばれる低温のガスの集まりの中で⽣まれます。なかでも、⼤質量星や星団が形成される現場として注⽬されているのが、「ハブ・フィラメント系分⼦雲」です。この天体では、複数の細⻑いガス構造が、中⼼の⾼密度領域へ向かって集まっています。しかし、このような放射状に整列したフィラメント状ガス構造の形成機構は分かっておらず、その解明が求められていました。本研究では、磁場がくびれた形を持つ分⼦雲に、⾼速の星間衝撃波がぶつかる状況に着⽬しました。そして、中⼼に向かって放射状に伸びるフィラメント状ガス構造が形成されることを明らかにしました。さらに、星の材料となる⾼密度ガスが、フィラメントに沿って選択的に中⼼へ流れ込み、周囲の低密度ガスとは異なる運動を⽰すことを⾒いだしました。今後は、多様なハブ・フィラメント系分子雲の統一的な形成シナリオの構築が期待されます。

生まれたばかりの星の周りに広がる「原始惑星系円盤」では、ガスや塵（ダスト）が集まって惑星の材料が作られます。円盤内でダストがどのように成長するかを決める重要な要因の一つが乱流です。磁場の働きによって「磁気回転不安定性（MRI）」と呼ばれる不安定性が生じ、乱流を引き起こすと考えられています。本研究では、磁場の時間変化とダストの成長を同時に計算する1次元シミュレーションを開発し、磁場の強さがダスト成長に与える影響を調べています。図は初期磁場の強さが異なる2つの結果の比較です。円盤の内側では両者にほとんど差がありませんが、円盤の外側では違いが現れます。磁場が強い場合（オレンジ）は弱い場合（緑）と比べ、円盤外側でダストがより大きく成長しています。これは強い磁場ほどMRIによる乱流が強まり、ダストの成長が促進されたためと考えられます。

惑星は、誕生直後の若い星の周囲に広がる、低温の分子ガスと固体微粒子(ダスト)からなる原始惑星系円盤の中で生まれると考えられています。近年、世界最大規模の電波干渉計 ALMAによる高解像度観測によって、惑星形成の進行を探る重要な手がかりとなるリングやギャップなどの特徴的な構造が、円盤中に普遍的に存在することが明らかになってきました。このような惑星の誕生を示唆する構造は、いつ・どのように形成されるのだろうか？ この問いに答えるため、ALMAによる高解像度観測を通じて、円盤の特徴的な構造とその周囲のガス環境を調べ、円盤進化と惑星形成の物理過程の解明を目指しています。研究の結果、星の誕生から数十万年ほどの非常に若い段階、すなわち中心星の周囲に分子ガスやダストが豊富に残る時期に、すでに惑星形成に関わる構造が現れていることを発見しました。この発見により、惑星は従来考えられていたよりも早い段階から形成を開始し、若い恒星とともに成長していく可能性が示されました。

星（原始星）は、円盤、エンベロープ、さらにその外側の分子雲コアからなる階層構造の中で成長すると考えられています。しかし、円盤と分子雲コアをつなぐ中間スケールのエンベロープ構造については、まだ十分に理解されていません。そこで、ALMA ACA 7mアレイとJCMTの連続波観測データを用いて、オリオンA分子雲に存在する12個のClass I原始星を解析しています。解析の結果、多くの天体で非対称に広がった構造が見られ、若い天体ほど大きく広がる傾向があることが分かりました。また、一部の天体では約0.1 pcに及ぶ大規模なストリーマー状構造も発見されました。これらの結果は、原始星への物質供給が従来考えられていたよりも複雑で非対称に進んでいる可能性を示しています。本研究は、分子雲から原始星系への物質供給過程を理解するための新たな手がかりを与えるものです。

現在の宇宙で生まれる星は、炭素や酸素などの重い元素（天文学では「金属」と呼ぶ）を含むガスから作られています。こうした金属は、磁場とともに星が生まれる環境の重要な要素です。しかし、宇宙が誕生して間もない時代には、金属はほとんど存在していませんでした。金属が少ない環境ではガスや磁場の性質が変化することが知られていますが、そのような環境で生まれる星の特徴はまだ十分に分かっていません。本研究では三次元流体シミュレーションを用いて、初期宇宙の金属の少ない環境が星の誕生にどのような影響を与えるのかを調べています。図は結果の一部で、星（中心の丸）とその周囲のガスの様子を示しています。左図では現在の星でも観測される星から吹き出すガスの流れ（アウトフロー）が、右図では星の周囲に複雑な構造が確認できます。本研究では、初期宇宙の強い磁場を持つ星形成環境でこのような構造が形成されることを明らかにしました。

初期宇宙において種ブラックホールから、どのようにして巨大ブラックホールになるかを研究しています。ブラックホールへの物質の降着率はブラックホール質量とともに時間変化していくため、それを加味して計算を行っています。またエディントン光度や金属によるフィードバックを考慮し、可能な限り当時の環境に近づけた上でどのような条件がもっとも効率よいブラックホール降着になるかも研究しています。

原始惑星系円盤では、形成された惑星が周囲のガスに密度波を励起し、円盤構造やガス輸送に影響を与えると考えられています。一方、若い星から噴出するジェットやアウトフローには時間変動が観測されていますが、その起源は十分には解明されていません。本研究では、惑星形成が原始星周辺のガス流れや磁場構造に与える影響を調べるため、三次元非理想磁気流体（MHD）シミュレーションを用いて、分子雲コアの重力収縮から円盤形成、アウトフローの発生までを一貫して計算しています。さらに円盤内に原始惑星を導入し、惑星が励起する密度波と、中心星への質量降着とアウトフロー活動との関係を解析することで、惑星形成と原始星活動を結び付ける物理過程の解明を目指しています。

星や惑星は、宇宙空間に漂うガスやちりが重力で集まることで生まれます。その誕生からまだ十数万年ほどしか経っていない「原始星」のまわりには、ガスとちりからなる円盤が形成され、やがてこの円盤の中で惑星がつくられると考えられています。 私は、南米チリの高地に設置された電波望遠鏡「ALMA」が観測したデータを用いて、おうし座の方向にある原始星「L1536 IRS」を研究しています。可視光では見えないこの天体も、ちりや分子が放つ電波をとらえることで、その姿を高い解像度で描き出すことができます。 円盤に刻まれたリング状の構造や、周囲から星へと降り注ぐガスの流れを解析することで、星がどのように成長し、惑星の材料がいかに準備されるのかを探っています。一つの若い星の観測から、私たち自身の太陽系の起源にもつながる普遍的な進化過程を読み解こうと日々研究を行っています。

宇宙が生まれてまもない頃、目に見えないダークマターが重力で集まり、太陽の数十万倍の質量を持つ小さな塊(ミニハロー)を作りました。これが最初の星(初代星)が生まれる場所になります。 その内部構造を知るには、コンピューターでのシミュレーションが必要ですが、より細かく計算しようとするほど計算量が増えるという問題があります。先行研究では、1つのミニハローについて解像度を段階的に変えた計算を行い、その収束性を確認しました。しかし、ハローによって構造の違いが大きいことも分かり、「どれくらい細かく計算すれば十分か」という基準を、複数のハローに共通して使える形にすることが課題として残されました。 本研究では、独自に複数のミニハローを見つけ出し、それぞれについて同様の計算を行い、密度分布がどう変わるかを比較します。これにより、今後のシミュレーションで計算資源を効率よく使うための指針を作ることを目指します。

今から約138億年前のビッグバンから数億年後、宇宙で最初の星「初代星」が形成されました。現在の星とは異なり、水素とヘリウムのみからなる巨大なこの星は、内部で重元素を作り、後の世代の星や銀河の材料を供給しました。 初代星は天体進化の出発点となる特別な存在です。しかし、初代星を直接観測することは難しく、その形成過程には未解明な点が多く残されています。 私は、宇宙初期の環境を再現した数値シミュレーションを用いて、ガス雲から初代星が形成されていく過程を調べています。特に「磁気交換型不安定性」と呼ばれる現象に注目しており、この現象によりリング状の構造が形成され、リングが複数の塊へと分裂することで、複数の星が同時に誕生する可能性を検証しています。 この研究を通して、宇宙最初の星がどのように生まれたのかを明らかにし、現在の宇宙へとつながる天体進化の理解を深めることを目指しています。

大質量星は、その最期に自らの重力で超新星爆発を起こし、 ブラックホールなどの高エネルギー天体へ進化する魅力的な天体です。 技術の進歩により、濃いガスに包まれた星の誕生現場の観測が進展し、 我々はその形成過程解明の手がかりを掴みつつあります。 本研究は、最新観測が提示する強磁場の大質量星形成環境をコンピュータで再現し、 そのなかでどのように大質量原始星が生まれ、進化するのかをシミュレーションしています。 その結果、過去の研究で簡略化されていた物理効果を適切に扱うことで、 強い磁場条件では困難とされていた"原始星円盤の形成"が、 かなり強い磁場環境においても可能であることを明らかにしました。 原始星円盤が質量を増すと、局所的に重たくなった部分から新たな星(伴星)が生まれることがあります。 現在はさらなる計算で伴星形成を再現し、 大質量星にまつわる未解明の謎"高い連星率"を説明することを目指して研究を行なっています。