| Title |
| Date/Room |
April 10, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka (Nagoya U.)
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| Title |
Star Formation and Evolution of Milky Way Galaxy |
Abstract |
I will briefly summarize the recent progress in our understanding of ISM dynamics and Star Formation and try to envision the future development of the research in our group. The latter includes the evolution of disk galaxies, halo-disk connection, star cluster formation with many binaries, and planet formation. But the choice of actual subjects explained in the talk may depend on the number of questions and available time of three hours!
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| Date/Room |
April 17, 14:00 @ES606 & zoom |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi (Nagoya U.)
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| Title |
Theory of Planet Formation |
Abstract |
The origin of gas giant planets, such as Jupiter and Saturn, is discussed along the core-accretion scenario, in which gas giants are formed via rapid gas accretion onto massive solid cores. However, the formation of massive cores includes a lot of difficulties. I review the difficulty of core formation via planetesimal or pebble accretion. I show the possible scenario for core formation based on dust-to-planet simulations.
The collisional outcome is important for planet formation. I drive a nice outcome model based on collisional simulations, which may allow us to understand collisional outcomes in various scales from dust to planets.
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| Date/Room |
April 24, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kanta Kitajima (Nagoya U.)
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| Title |
Particle-Based Analysis of Relativistic Jets |
Abstract |
In this presentation, we will analyze a simulation of a stationary high-temperature gas accelerating to a relativistic velocity. The Special Relativistic Godunov Smoothed Particle Hydrodynamics (SRGSPH) [Kitajima+ 2025, submitted] will be employed to model the fluid as a collection of discrete particles, known as SPH particles, and to describe the fluid's motion through the interaction of each SPH particle with its environment. By leveraging the advantages of the SPH method, we can investigate fluids in vacuum regions, which have traditionally been challenging to address with standard numerical methods. This study takes advantage of the unique aspects of the SPH method to simulate a jet from a high-temperature source into a vacuum and analyze its acceleration mechanism. The findings from this analysis provide valuable insights into the driving mechanisms of relativistic jets, including those observed in active galactic nuclei and gamma-ray bursts.
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| Date/Room |
May 8, 14:00 @ES606 & zoom |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa (Nagoya U.)
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| Title |
Observational prediction of gamma-ray emission from knee-energy cosmic rays accelerated by core-collapse supernovae |
Abstract |
Galactic cosmic rays (CRs) are commonly thought to undergo acceleration through diffusive shock acceleration (DSA) mechanism within supernova remnants (SNRs). Recent observations of SNRs with ages ~10^2 - 10^3 yrs indicate that the maximum energy of cosmic rays does not reach ~PeV level. Recently, Inoue et al. 2021 demonstrated through kinetic-MHD simulations that cosmic rays gain high energy up to 3 PeV when a blast wave shock propagates through a dense circumstellar medium (CSM) within tens of days after the explosion. In their model, the dense CSM is assumed to be created by a stellar wind of a red supergiant (RSG) with a mass-loss-rate of 10^-3 M_Sun yr^-1, which is supported by recent observations of supernovae. To prove PeV accelerations, observations of 100 TeV gamma-rays, which are generated by PeV CRs via neutral pion decay, can be effective. However, these hadronic gamma-rays from a very young SNR can be hardly attenuated by interactions with soft photons from the supernova photosphere and cosmic background radiations. Previous studies argued that it is very hard to detect these gamma-rays if we assume a CSM formed by conventional RSG wind with ~10^-5 M_Sun yr^-1. In this study, using the kinetic-MHD simulations data by Inoue et al. 2021, we calculate the gamma-ray flux emitted from a blast wave shock propagating in the dense CSM by considering the environmental attenuations. We find that we can expect considerably larger gamma-ray flux than that reported in the previous studies, if we assume the modern mass-loss-rate wind of ~10^-3 M_Sun yr^-1. We predict that the Cherenkov Telescope Array can detect 100 TeV gamma-rays even by 50 hours integration if a type II SN happens in nearby galaxies within 4.8 Mpc. Based on the observed star formation rates, we can expect such an event once per 10 years.
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| Date/Room |
May 15, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yuji Miko (Nagoya U.)
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| Title |
隕石の惑星大気進入による気流・熱状態への影響のモデリング |
Abstract |
若い地球型惑星には頻繁に隕石が衝突し、その大気の進化には衝突過程が大きな影響を及ぼす。隕石衝突前の惑星大気は、地表からの熱により、地表付近の対流圏と上層の成層圏が存在する。しかし、隕石衝突により高温・高圧領域が発生、膨張することで、大気の流れや熱状態が大きく乱される。この流れは非常に複雑であり、流体シミュレーションにより調べる必要がある。
本研究ではAthena++を用いて、大気に突入する隕石が及ぼす影響について3次元流体シミュレーションを行った。大きな隕石の場合、地表に衝突し、エネルギーを解放することで爆発現象のような膨張が発生する。一方、小さな隕石の場合、大気中で破壊され、上空でエネルギー解放が起こる。また、隕石の軌道上に生じる煙突状の希薄領域も重要である。そこで、エネルギー解放領域と煙突状の希薄領域に分けて隕石の影響のモデル化を行った。そして、背景大気の初期条件として、下層に対流圏、上層に成層圏が存在している大気を用意し、以上のモデリングのもとシミュレーションを行った。その結果、エネルギー解放による膨張波が希薄領域で早く伝わることで、爆発領域付近の下層大気がはるか上層にまで運ばれることを確認した。
次に、本研究のシミュレーション結果を実際の隕石落下事例と比較した。2013年2月15日に小天体Chelyabinskが衝突したイベントは多くの観測がなされており、衝突体の大きさ、密度、進入角度など多くのデータがある。これらのデータと我々のモデルをもとに数値計算を行い、地表での圧力を求めた。本研究のシミュレーションの結果と実際の被害から推測される圧力分布を比較した結果、実際の被害分布を再現可能であり、モデルの妥当性が確かめられた。また、大気中での隕石の破壊に伴うエネルギー解放領域の形状に制限を与えることもできた。
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| Date/Room |
May 22, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kota Kobayashi (Nagoya U.)
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| Title |
大質量星による輻射フィードバック過程の多次元シミュレーション |
Abstract |
大質量星によって形成するHII領域は、星周物質の構造に大きな影響を与え、分子雲破壊を引き起こすことでさらなる星形成活動を阻害する役割を持っていると考えられている。先行研究では球対称1次元における数値流体シミュレーションによりHII領域の膨張則の近似解が与えられた。一方、3 次元構造を考慮したHII領域の膨張過程に関する研究は十分に行われていない。HII領域の伝搬には周辺ガスの密度構造や複数の恒星からの輻射が大きな影響を与えるため、多次元的なガスおよび恒星の分布を考慮することが重要である。
本研究では、流体計算コードのAthena++を用いて大質量星形成によるフィードバックを考慮した3次元輻射流体シミュレーションの開発および計算を行った。テスト計算においては、球対称１次元の高精度な数値計算結果および解析解と比較して、良い一致を示すことが確認された。次に、複数の大質量星が存在する現実的な環境における場合の計算を実施した。その結果、HII領域同士の衝突箇所では高密度の中性領域が形成され電離効率が減少していることが確認できた。
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| Date/Room |
May 29, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Nanda Kumar (Universidade do Porto)
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| Title |
Star Formation in Hub-Filament Systems: A Unifying View |
Abstract |
Most stars in our galaxy form within clusters. Young stellar clusters (YSCs) exhibit well-defined characteristics, including radius, mass segregation, and initial mass function. While low-mass stars take roughly ten times longer to form than their high-mass counterparts, both populations emerge together before radiative feedback from massive stars can disrupt the parent cloud. In this talk, I will present a unified framework for star formation in hub-filament systems (HFS), offering a coherent explanation for these observed properties. I will explore the mechanisms driving the accumulation of dense gas and dust in the hub — the primary birthplace of massive stars — and discuss the evolving dynamics of magnetized HFS, including new findings on the subject. Finally, I will conclude by outlining key unresolved questions in HFS star formation.
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| Date/Room |
June 12, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Hayato Shimizu (Nagoya U.)
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| Title |
系外惑星の重力によるダストの非対称空間分布 |
Abstract |
近年、直接撮像による系外惑星の検出が進展しており、これまでは木星のような巨大惑星の検出がされていたが、将来的には赤外線での地球型惑星の検出が期待される。一方、太陽系でも黄道光として知られるように、惑星周りにはダストが分布しており、ダスト熱輻射により惑星からの放射が埋もれてしまうか、逆に、ダストによる特徴的な構造が惑星の存在を示唆するといった可能性がある。したがって、惑星の直接撮像による検出を行う上では、惑星周囲のダスト分布、すなわちデブリ円盤の存在や構造を正確に考慮することが重要となる。
本研究では、太陽系の小惑星帯（2-3 au）を模擬した微惑星帯で定常的に生成されるダストが、ポインティング・ロバートソン効果（P-R効果）により内側に移動し、軌道半径1 auの地球質量惑星の周りに形成されるダスト分布を調べ、ダストの輻射フラックスを評価する。そのために、まず、中心星の輻射圧およびP-R効果を考慮し、中心星・惑星・ダストの3体からなる3次元軌道運動を数値計算により求めた。その結果をもとに、惑星周囲のダスト分布を求めた。計算領域を半径方向と方位角方向に分割し、各領域におけるダストの滞在時間を集計することで、円盤内のダストの数密度分布を得た。
次に、中心星光に対するデブリ円盤の赤外輻射フラックス比についても評価を行った。P-R効果によって主に落下してくるサイズのダストが、典型的なデブリ円盤のダストとなるため、ダストサイズを微惑星帯での衝突時間と落下時間から見積もった。この一連の調査の結果、明るいデブリ円盤では主に小さなダストが中心星へ落下するため、構造は滑らかで惑星検出に不利になるのに対し、暗いデブリ円盤では大きなダストが惑星周囲にまで落下して、特徴的な構造が形成されるため、惑星検出に有利になることが分かった。
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