Ta-Lab Colloquium
(LAST UPDATE on 06-Feburary-2023)
Next Talk
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| Speaker |
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Abstract |
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Schedule for 2022
| April |
8 |
Shu-ichiro Inutsuka |
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14 |
Hiroshi Kobayashi |
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21 |
Kenji Kurosaki |
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28 |
Jiro Shimoda |
| May |
12 |
Gabriel Rigon |
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16 |
Kensuke Kakiuchi |
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30 |
Valdivia Valeska |
| June |
2 |
Daisei Abe |
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9 |
Ryunosuke Maeda |
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16 |
Masato Kobayashi |
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21 |
Satoru Yamaguchi |
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23 |
Yoshiaki Misugi |
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30 |
Ryushi Miyayama |
July |
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07 |
Fumito Yasuda |
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12 |
Tomotaka Nishikawa |
August |
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29 |
Yuta Sakurai |
October |
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13 |
Kanta Kitajima |
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20 |
Daisei Abe |
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27 |
Kensuke Kakiuchi |
November |
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10 |
Ryunosuke Maeda |
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17 |
Leonardo Vasconcellos |
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24 |
Ryushi Miyayama |
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29 |
Satoru Yamaguchi |
December |
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01 |
Fumito Yasuda |
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08 |
Tomotaka Nishikawa |
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12 |
Yuta Sakurai |
January |
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12 |
Ryunosuke Maeda (Rehearsal of the dissertation defense) |
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18 |
Daisei Abe (Rehearsal of the dissertation defense) |
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19 |
Kensuke Kakiuchi (Rehearsal of the dissertation defense) |
Feburary |
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01 |
Ryushi Miyayama (Rehearsal of the master thesis defense) |
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01 |
Fumito Yasuda (Rehearsal of the master thesis defense) |
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03 |
Yuta Sakurai (Rehearsal of the master thesis defense) |
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06 |
Tomotaka Nishikawa (Rehearsal of the master thesis defense) |
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06 |
Satoru Yamaguchi (Rehearsal of the master thesis defense) |
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Previous Talks
| Date/Room |
April 8, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
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| Title |
Star formation in The Galactic Disk: The Evolution of Filament Paradigms
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Abstract |
I will summarize our overall understanding of star formation process in The Galactic Disk. Key concepts are the initial mass function, angular momenta of astrophysical objects, star formation rate, star formation efficiency, dense gas mass fraction in molecular clouds, and the widths of the dense filamentary molecular clouds. I also explain some remaining issues in the context of the bubble-filament Paradigm and hub-filament paradigm.
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| Date/Room |
April 14, 14:00 zoom |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi
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| Title |
Collisional Evolution from Dust to Planets in protoplanetary disks
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Abstract |
I will talk about planet formation via collisional evolution of dust grains in protoplanetary disks. Gas giant planets such as Jupiter and Saturn are formed via the rapid gas accretion of solid cores each with about ten Earth masses. The formation of such massive cores via planetesimal accretion is slower than the rapid orbital decay by type I migration. To understand the formation we need to treat the whole mass range from dust to planets. I will introduce the result of dust-to-planet simulations. Collisional growth of dust is inferred in the resoloved multi wavelength observations of protoplanetary disks. I will also introduce the collisional outcome model of dust grains and the size distribution of dust grains.
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| Date/Room |
April 21, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kenji Kurosaki
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| Title |
Giant impact on Earth-like planet with a massive atmosphere
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Abstract |
Recent observation revealed several exoplanets with masses ranging from Earth to Neptune and radii more extensive than that of the Earth. These planets possess a unique atmosphere with mass fractions ranging from 1 \% to 30 \%, reflecting diversity in the atmospheric mass fractions. Such diversities are supposed to be caused by the differences in the formation processes of exoplanets. Especially in the later stage of their formation, planets experience giant impact events causing the atmospheric escape. We perform smoothed particle hydrodynamic simulations to reveal the impact-induced atmospheric escape for young super-Earths with 10 % to 30 % of the atmospheric mass fraction. We find that the kinetic energy of the escaped atmospheric mass is almost proportional to the sum of the kinetic impact energy and self-gravitational energy released from the merged core. We evaluate the relationship between the kinetic energy of the escaped mass and the escaped atmospheric mass fraction. The present study provides strong constraints on the formation scenarios of observed rocky planets. Since a giant impact event removes the primordial atmosphere efficiently, observed rocky planets with atmospheres must have formed before the protoplanetary disk dispersal. The atmospheric erosion can result in atmospheric pollution via the core material vapor. The present study of giant impact events emphasizes a significant connection between the origin and observation of the planet.
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| Date/Room |
April 28, 14:00 zoom |
| Speaker |
Jiro Shimoda
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| Title |
Novel Approach to Cosmic-Ray Accelerating Collisionless Shock: Plasma Diagnostics of Supernova Remnant in XRISM Era
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Abstract |
Recent studies on the dynamics of interstellar medium related to our galaxy's star formation history state that cosmic rays play a key role to maintain star formation for a long time (e.g., Shimoda & Inutsuka 2022, ApJ 926, 14). The cosmic rays are energetic, charged particles that move through the interstellar medium at nearly the speed of light. Despite their importance in astrophysics, our understanding of the cosmic rays is far from sufficient: What objects provide the cosmic rays? What is the mechanism to produce the cosmic rays? How do the cosmic rays behave in the interstellar medium? and so on. Collisionless shocks of supernova remnants are thought as the most likely candidates of cosmic-ray origin. The collisionless shock is formed by interactions between particles and electromagnetic disturbances unlike the usual shock in hydrodynamics. The formation process of collisionless shocks is considered to be closely related to the production of the cosmic rays, however, there is no firm theory predicting the cosmic-ray amount in the collisionless shock. In this seminar, we will introduce a novel theoretical model predicting the cosmic-ray amount and how the model is examined by observations.
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| Date/Room |
May 12, 14:00 zoom |
| Speaker |
Gabriel Rigon
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| Title |
Supernova remnant expansion in a turbulent interstellar medium
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Abstract |
Supernovae (SN) and their remnants play an important role in the dynamic of our universe. They inject energy and heavy elements into the interstellar medium and accelerate cosmic rays. In particular, supernova remnants (SNR) are thought to be the main source of galactic cosmic ray acceleration. This theory is backed up by the sheer energy of an SN explosion, the observation of x-ray synchrotron emissions from the SNR, as well as some potential acceleration mechanisms (1st and 2nd order Fermi acceleration). But a question then remains, which part of the SNR accelerates the cosmic rays and does it have an impact on the SNR dynamic. This question was tentatively answered some 17 years ago (Warren 2005) following the detailed observation of Tycho. A blast wave too close to the contact discontinuity to be explained by 1D simulation was observed. Thus the cosmic rays are accelerated at this shock front. But does this conclusion still hold in 3D simulations with a turbulent interstellar medium? This question is the starting point of my research in the Ta-lab, which I will introduce in this seminar.
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| Date/Room |
May 16, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
MHD simulations in the Galactic center region: Influence of heating and cooling effects on magnetic activity
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Abstract |
The Galactic central region is the key of galaxy evolution in the galaxy, and has a complex and enigmatic region. Based on observations, the strength of the magnetic field within the central few hundred parsecs of the Galaxy is stronger than in the Galactic disk region, and its magnetic energy is comparable to or even surpasses the thermal and kinetic energy of the interstellar gas. Therefore, it is essential to elucidate the role of the magnetic field to understand the behavior of the interstellar gas in the Galactic center region. In this talk, we present the results of numerical simulations in which we treat the interstellar gas in the Galactic center region as a magnetohydrodynamic fluid, and newly take into account radiative heating and cooling for the interstellar gas in the effects of thermal evolution. We found the formation of a mid-latitude low-plasma beta zone (dominated by magnetic field pressure), which would not have appeared without radiative heating and cooling.
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| Date/Room |
May 30, 14:00 zoom |
| Speaker |
Valdivia Valeska
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| Title |
Towards the Solution of an 80 year old mystery: The origin of CH+ in diffuse clouds
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Abstract |
For years, the observations of atomic and molecular species along with theoretical models have been providing us with a wealth of information on the physico-chemical conditions of a wide variety of astrophysical environments. Nevertheless, the accuracy of the interpretation of these observations relies on how well the models incorporate the relevant physics and any mismatch between theoretical predictions and observations might indicate that an important piece of the astrochemical puzzle is missing. For instance, the large abundances of CH+ in the diffuse interstellar medium (ISM) are a long-standing issue of our understanding of the thermodynamical and chemical states of the gas, since classical or simplified approaches are not able to account for the observed abundances. Molecular clouds are known to be magnetized and to display a turbulent and complex structure where warm and cold phases are interwoven. The turbulent motions within molecular clouds transport molecules, and the presence of magnetic fields induces a relative velocity between neutrals and ions known as the ion-neutral drift (vd). These effects all together can influence the chemical evolution of the clouds. In this talk I will present this longstanding riddle that has been challenging astrochemical models for years and review the previous attempts to account for the large abundances of CH+ observed in the ISM. Then I will introduce the current developments of a model that incorporates the multiphase nature of the ISM as well as the out-of-equilibrium molecular evolution of the gas that might shed some light on this 80 years old mystery.
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| Date/Room |
Jun 2, 14:00 zoom |
| Speaker |
Daisei Abe
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| Title |
Topic 1 星形成フィラメント進化過程解明に向けたMHDシミュレーション
Topic 2 統計的なフィラメント質量進化の理論的研究: フィラメント破壊と生存条件 |
Abstract |
Topic 1: 星は分子雲中の高密度領域で形成されるが、その高密度領域がフィラメント状であることや (e.g., Andr ́e et al. 2010) 、分子雲を通過する衝撃波がそのフィラメントの形成を誘発することがわかった (e.g., Inoue & Fukui 2013; Abe et al. 2021)。フィラメントの形成・進化過程は星形成の初期条件を決定するため重要である。特にフィラメントの幅は星形成開始条件や星の質量を決めうる重要な量である。観測結果からフィラメントの幅はその線密度によらず普遍的に0.1pcであることがわかっている（Arzoumanian et al. 2019）。ところが、理論的にはフィラメントの幅は高密度なものほど小さいはずであり、観測結果と矛盾する。本研究ではAthena++ (Stone+ 2020)を用いたMHDシミュレーションによってフィラメントの幅の普遍性を説明することを目指す。フィラメント境界は"MHDスローショック"となっている可能性が高い。スローショックの波面は不安定であり、フィラメント内に乱流を駆動しフィラメントを重力収縮から支えるための運動エネルギー供給が期待される。フィラメントのスケールではプラズマと中性流体の間のドリフトによる磁場の拡散現象である両極性拡散が起こる。両極性拡散は小スケールにおいてスローショック不安定性を抑制するため、フィラメントでどのくらい強くスローショック不安定性が起こるか調べる必要がある。そこでまず両極性拡散入りのスローショック不安定性の物理を理解するために二次元MHDシミュレーションをおこなった。その結果、両極性拡散のスケールの4倍でスローショック不安定性が抑制されることがわかった。不安定性の非線形発展や今後の展望についても議論する。
Topic 2: Abe et al. (2021) でのシミュレーションでは、衝撃波-分子雲相互作用が長時間継続する問題設定となっていたが、現実はある大きさの分子雲へ衝撃波が通過するため、衝撃波圧縮の継続時間に限りがある。 よって、現実的な分子雲の進化と星形成過程を解明するには、衝撃波の継続時間をパラメータとしたシミュレーションをすることで、どのくらいの衝撃波継続時間で形成されたフィラメントがどうなるのかや星形成が起こるかどうかを調べる必要がある。結果として、短い衝撃波圧縮時間だと形成されたフィラメント全てが破壊され、星形成が起こらないことがわかった。長い衝撃波圧縮時間の場合だと、圧縮層が膨張しても超臨界フィラメントは生き残り星形成が誘発されることがわかった。
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| Date/Room |
Jun 9, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryunosuke Maeda
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| Title |
Massive star cluster formation by fast HI gas collision with stellar feedback
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Abstract |
Young massive clusters (YMCs) are dense aggregates of young stars, which are essential to galaxy evolution, owing to their ultraviolet radiation, stellar winds, and supernovae. YMCs typically have M∼10^4 M_sun and R∼1 pc, indicating that many stars are located in a small region. The formation of YMC precursor clouds may be difficult because a very compact massive cloud should be formed before stellar feedback blows off the cloud. Recent observational studies suggest that YMCs can be formed as a consequence of the fast HI gas collision (∼100 km/s). Maeda et al. (2021) show that massive gravitationally bound gas clumps with M>10^4 M_sun and L∼4 pc are formed in the shock compressed region induced by the fast HI gas collision, which massive gas clumps can evolve into YMCs. However, Maeda et al. (2021) did not take into account feedback effects from the formed stars. This is because the escape velocity of the formed gas clamp is larger than the sound speed of the HII region (indicating gravity dominant), and it was thought that the feedback could not dissipate the gas clamp. But before the clumps become dense enough, the feedback effect from the stars may become important. In this study, we performed a simulation of the formation of massive stellar clusters by HI gas collisions, taking into account the photoionization effect from stars. The results show that the formation of massive gas clumps, which are precursors of massive star clusters, is possible even when the photoionization effect from stars is taken into account.
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| Date/Room |
Jun 16, 14:00 zoom |
| Speaker |
Masato Kobayashi
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| Title |
Formation and evolution of molecular clouds across a galactic disk
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Abstract |
Molecular clouds are the progenitor of stars and their evolution is an important driver of galaxy evolution. The key questions are, (1) what the lifecycle of molecular clouds is and (2) how that lifecycle determines the star formation efficiency and the cosmic star formation history of the Universe. To answer these questions, I will mainly focus on the HI-to-H2 transition in this colloquium.
I will first briefly describe the overall picture of molecular cloud formation and evolution across a galactic disk from a statistical point of view, mostly in terms of the mass function of molecular clouds. Based on this understanding, I will show MHD simulations of molecular cloud formation and evolution on a 10 Myr scale. This reveals that the coupling between the thermal state and the turbulence is important of the emergence of log-normal density probability distribution function in molecular clouds, which determines the onset of star formation but is not fully understood in previous isothermal theories. I will also mention how this detailed understanding can be implemented as a sub-grid star-formation modeling in galaxy evolution simulations. Lastly, I will list the future prospects expected in simulations and observations.
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| Date/Room |
Jun 21, 14:30 zoom |
| Speaker |
Satoru Yamaguchi
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| Title |
教師なし機械学種を用いた分子雲ガスデータの解析
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Abstract |
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| Date/Room |
Jun 30, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryushi Miyayama
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| Title |
The Amount of Vapor Caused by an Impact and its Dependence on Equation of State
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Abstract |
惑星形成後期、固体天体の衝突に伴う蒸発は，惑星大気組成に影響を与える．この過程は，主に衝突シミュレーションにより調べられるが，固体蒸発量は仮定する状態方程式に強く依存する．本研究では，衝突蒸発を適切に評価するために，最低限の物理を失わず，なおかつ高速計算に適用可能な状態方程式を調査した．そのため，惑星衝突分野で広く用いられている２つの状態方程式を用いた．一つ目のANEOSは数多くのパラメータを用いて室内実験を詳細に再現できるようにチューニングされているが，長い計算時間も必要となる．一方，もう一つのTillotson EOSでは少ないパラメータで最低限の固体物理が表現できる状態方程式だが，計算時間も短い．この２つの状態方程式を用いて，iSALEコードを用いて衝突シミュレーションを行ない，蒸発量を比較した．衝撃に伴う衝撃波の発生により物質の沸点を超えるようなエントロピーの上昇が引き起こされると蒸発が起こる．そのため，エントロピーの上昇を精度良く解けることと，蒸発の条件を適切に評価する状態方程式が重要である．本研究では衝撃波理論に基づくことで，Tillotson EOSパラメータの適切な決定法を搭ｵ條\个靴拭イ修譴砲茲蝓ご憤廚Tillotson EOSでも，エントロピー上昇は比較的精度良く解くことができた．一方，蒸発判定が簡易なため蒸発量は数倍程度ずれることもあった．そこでANEOSと整合的となるよう，Tillotson EOSにおける蒸発判定を再定義することで，衝突速度が音速に比べて十分大きい場合は，Tillotson EOSの結果は，ANEOSの場合の衝突蒸発量とファクター２の精度で整合的な結果が得られることが分かった．
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| Date/Room |
Jul 07, 14:00 zoom |
| Speaker |
Fumito Yasuda
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| Title |
木星の氷微惑星散乱による地球への水供給についての理論的研究
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Abstract |
地球は生命を育む水惑星であるが、海洋の質量は地球質量の0.02%程度と、地球の水含有率は非常に低い。つまり地球は氷を集積しない環境で形成され、形成後に水が供給されたと考えるの自然である。リュウグウをはじめとするC型小惑星は水を多く含んでいたと考えられており、はやぶさ２ミッションの成果からも、木星や土星よりも外側で形成し、小惑星帯などの地球近傍まで移動したことが示唆されている。こうした氷微惑星の移動、即ち水の輸送は木星形成後に期待される。木星は太陽系で最も重い巨大ガス惑星であるので、早期に形成する必要があり、木星形成後では惑星形成の材料である微惑星が大量に残存し、原始太陽系円盤が存在していると考えられる。従って木星形成後、木星の強い重力により微惑星は太陽系の内側にも外側にも散乱され、原始太陽系円盤によるガス抵抗で軌道が安定化する。重力散乱では初期の軌道で決まる保存量に従って軌道離心率が上昇し、ガス抵抗の効果で離心率が低下する。先行研究ではこうしたプロセスで、小惑星帯への微惑星輸送と地球への水供給の可能性が示唆された（e.g., Raymond & Izidoro 2017）が、初期条件や仮定への依存性が強いとも考えられるため、本研究では輸送過程を解析することで、輸送のパラメータ依存性などを知り、輸送メカニズムを明らかにすることを目指す。N体シミュレーションを用いて、ガス抵抗を考慮した制限三体問題として微惑星の軌道進化を計算し、様々な解析を行う。今回は軌道進化を遠日点距離の変化で見ることで、重力散乱の段階では遠日点距離がほとんど一定の進化をすることがわかった。こうした軌道の定性的な進化や今後の展望についても議論する。
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| Date/Room |
Jul 12, 14:30 zoom |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa
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| Title |
超新星残骸における加速粒子から生じる高エネルギーガンマ線の観測予測
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Abstract |
宇宙線 (Cosmic Ray) は宇宙から地球に降り注ぐ自然の放射線である。宇宙線の主成分は陽子であり、他に電子や原子核などが含まれる。 これら宇宙線のエネルギーフラックスの分布は、10^8 eV から 10^20 eV の広い分布を持ち、大まかに 2 種の冪分布で表される。その冪指数 は 10^15.5 eV 付近で変化しており、このエネルギーは「knee energy」 と呼ばれる。現在、knee energy 以下の冪の起源は、超新星残骸における拡散衝撃波加速と呼ばれる加速機構によって説明されている。 しかし、このモデルでは knee energy である 10^15.5 eV まで到達でき ないという問題がある。
この問題に対し、新たなモデルの一つでは、超新星爆発の初期段階で、陽子が knee enrgy まで加速され得ることが理論的に主張されているが、観測による検証はなされていない。しかし、超新星残骸起源の陽子を直接観測することは難しい。その要因として、陽子は銀 河中の磁場によって運動の方向が曲げられるため、何を起源としてい るかの特定が難しいということが挙げられる。そこで加速された陽子から生じるガンマ線を観測することで、元の宇宙線陽子のスペクトルの推定を試みる。ここで、高いエネルギーを持つガンマ線は周囲の光 子と対消滅という反応を起こし、フラックスが減衰されることが予測されておりガンマ線の観測にはこの効果を考慮する必要がある。本講演では、超新星残骸から生じたガンマ線の対消滅を考慮した減衰 量とその計算結果についての議論を行う。
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| Date/Room |
Aug 29, 14:00 zoom |
| Speaker |
Yuta Sakurai
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| Title |
SPH 法におけるシアー問題への取り組み
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Abstract |
惑星形成の舞台である原始惑星系円盤等の形成・進化の研究には流体力学的数値計算が有効である。そのような計算法の一つであるSPH法は流体をLagrange的に記述するため、粒子の持つ物理量が時間発展させても完全に保存されるというメリットがある。しかし、音速が円盤回転速度に比べてはるかに小さい原始惑星系円盤など、「冷たいシアー流」が重要となる流体の数値計算を限られた粒子数で行うと、粒子が近づきすぎてしまい、非物理的な密度誤差が発生して精度良く計算できないという問題（シアー問題）がある。
シアー問題の解決策として、密度が非一様な流体計算においてSPH法を再定式化し、流体要素の速度とSPH粒子の速度を区別する方法が提案されている。ただ、この方法は角運動量、運動量を厳密に保存するように定式化されておらず、さらに、計算コストが高いという課題がある。
本研究では２つの解決法に取り組んだ。一つはカーネル関数のスムージング長を平均粒子間隔より大きく設定することで、シアー流によって生じた密度誤差をならすという方法である。この方法は密度誤差を幾分か減少させるため有効であるが、大きく減らすまでには至らないことがわかった。
もう一つの方法はシアー流によって粒子間距離が平均粒子間隔よりかなり小さくなった時に圧力勾配力を大きく増やし、粒子同士の反発力を補うという方法である。しかし、この圧力勾配力を増やすという操作は、圧力を上げる（≒温度を高くする）ことに対応しているため、本来見たい現象に影響を与える可能性がある。そこで、この手法を用いたときの音波の伝搬を測定することによって、この方法の妥当性を吟味した。この結果をもとに今後の研究の可能性についても議論する。
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| Date/Room |
Oct 13, 15:00 zoom |
| Speaker |
Kanta Kitajima
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| Title |
Special Relativistic Smoothed Particle Hydrodynamics Based on Godunov’s Method
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Abstract |
In this presentation, we analyze the accuracy and effectiveness of the special relativistic Godunov SPH method. There are astrophysical phenomena that involve flows at relativistic speeds, such as gamma-ray bursts or superluminal jets near a black hole. Those flows are created in essentially empty or vacuum regions and we have to describe very high-density contrasts. Thus, it might be useful to develop the Lagrangian methods such as smoothed particle hydrodynamics in simulating such relativistic flows. SPH method has a long history in non-relativistic fluid dynamics and has been used in various astrophysical phenomena. However, the application of the relativistic SPH method is very limited. In particular, the standard SPH method has the problem that it cannot very accurately describe strong shock waves that are the characteristic of relativistic flows. This is mainly due to the use of artificial viscosity that is not the state-of-the-art method for treating shock waves in finite volume methods (i.e., so-called grid codes). In this talk, I will show explain some problems that require great care in relativistic fluid dynamics calculation and discuss how they can be solved with specific numerical methods. I will contrast our method with those of Chow & Monaghan (1997), Monaghan & Price (2001), Inutsuka (2002), and Rosswog (2010,2015).
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| Date/Room |
Oct 20, 14:00 zoom |
| Speaker |
Daisei Abe
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| Title |
MHD Simulations to Understand the Evolution of Star-forming Filaments —Interaction between Two Shocks—
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Abstract |
Stars form in dense filaments in molecular clouds. The filament width is an important quantity that determines the initial conditions for star formation and the masses of the stars. Observations show that the filament width is universally 0.1 pc regardless of its line-mass. Theoretically, however, the filament width should be smaller for denser filaments, which cannot explain the observed fact. The filament boundary will be a slow mode shock. The wavefront of the slow mode shock is unstable and is expected to supply kinetic energy to drive turbulence in the filament and support the filament from gravitational contraction. At the filament scale, ambipolar diffusion, which is magnetic field diffusion due to the drift between the plasma and neutral fluid, occurs. Ambipolar diffusion suppresses the slow mode shock instability at small scales. In this study, we investigate how strongly slow mode shock instability occurs in the presence of ambipolar diffusion. We perform two-dimensional MHD simulations to understand the physics of slow mode shock instability in the presence of ambipolar diffusion. In this presentation, we introduce instability in a layer sandwiched between two slow shocks. As a result, it was found that only the odd mode is unstable. Furthermore, we found that ambipolar diffusion triggers another instability.
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| Date/Room |
Oct 27, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
Magnetic activity in the Galactic inner disk: the effect of radiative cooling and heating
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Abstract |
The Galactic central region is supposed to play a key role in the evolution in the galaxy. The center of our Galaxy is known to be a complex and enigmatic. Observations show that the strength of the magnetic field within the central few hundred parsecs of the Galaxy is stronger than in the Galactic disk region, and its magnetic energy is comparable to or even surpasses the thermal and kinetic energy of the interstellar gas. Therefore, it is essential to study the role of the magnetic field to understand the behavior of the interstellar gas in the Galactic center region. In this talk we take into account radiative heating and cooling for the interstellar gas and present the results of numerical simulations of magnetohydrodynamics of the interstellar gas in the Galactic center region. We observe the formation of a mid-latitude low-plasma beta zone (dominated by magnetic field pressure), which would not have appeared in the model without radiative heating and cooling. As a contribution of the magnetic field to the thermal energy, we also found the formation of a high-temperature gas layer reaching 10^6-7 K by magnetic heating in a low-density gas which is a few 100 pc away from the Galactic plane.
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| Date/Room |
Nov 10, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryunosuke Maeda
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| Title |
Massive star cluster formation by fast HI gas collision with stellar feedback
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Abstract |
Young massive clusters (YMCs) are dense aggregates of young stars, which are essential to galaxy evolution, owing to their ultraviolet radiation, stellar winds, and supernovae. YMCs typically have M∼10^4 M_sun and R∼1 pc, indicating that many stars are located in a small region. The formation of YMC precursor clouds may be difficult because a very compact massive cloud should be formed before stellar feedback blows off the cloud. Recent observational studies suggest that YMCs can be formed as a consequence of the fast HI gas collision (∼100 km/s). Maeda et al. (2021) show that massive gravitationally bound gas clumps with M>10^4 M_sun and L∼4 pc are formed in the shock compressed region induced by the fast HI gas collision, which massive gas clumps can evolve into YMCs. However, Maeda et al. (2021) did not take into account feedback effects from the formed stars. This is because the escape velocity of the formed gas clamp is larger than the sound speed of the HII region (indicating gravity dominant), and it was thought that the feedback could not dissipate the gas clamp. But before the clumps become dense enough, the feedback effect from the stars may become important. In this study, we performed a simulation of the formation of massive stellar clusters by HI gas collisions, taking into account the photoionization effect from stars. The results show that the formation of massive gas clumps, which are precursors of massive star clusters, is possible even when the photoionization effect from stars is taken into account.
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| Date/Room |
Nov 17, 14:00 zoom |
| Speaker |
Leonardo Vasconcellos
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| Title |
Short-term Evolution of Giant Impact Generated Debris Disks - Preliminary Results |
Abstract |
In the late stages of planet formation, collisions among terrestrial protoplanets, called giant impacts, are expected to occur. The fragments ejected from these giant impacts form debris disks, which are believed to explain the observed warm debris disks(WDDs). Recent observations have shown variations on the luminosity of WDDs on very short timescales, which cannot be explained by the expected fragment size distributions from giant impacts. However, as very energetic events, giant impacts generate rock vapor as well as solid rock fragments, which then condensates into pebble-sized fragments. The vapor condensates are short-lived, and might be able to explain the observed short term variations in WDDs. Therefore, a study of the evolution of the giant impact generated debris disk shortly after fragment ejection is necessary.
We carried out simulations that calculated simultaneously the orbital evolution using a N-body code, and the mass evolution using a statistical method based on the collisional cascade theory. We focus on the evolution of the debris that originated from a single giant impact, and consider pebble-sized fragments for the mass evolution. We consider an uniform, isotropic ejection from the collision, but take into account different values for the ejection velocity and other parameters.
I present the preliminary results. The overall evolution of the debris results in a smooth decay of their total mass due to collisional fragmentation, which is roughly explained by the collisional cascade theory. However, the collisional evolution of the debris is very sensitive to the orbital parameters of the protoplanet at the ejection point. In the first 10 yrs after ejection, short variations on the evolution pattern can be observed for all the parameters, which affects the half-life timescale of the evolution. We also see that the evolution timescale is highly dependent on the ejection velocity. |
| Date/Room |
Nov 29, 15:00 zoom |
| Speaker |
Ryushi Miyayama
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| Title |
Role of EoS to Determine the Shock Pressure Field Cased by an Impact
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| Abstract |
惑星形成後期、固体天体の衝突に伴う蒸発は、惑星の表層環境に影響を与える。衝突によって発生した衝撃波が物質の沸点を超えるような加熱・圧縮が引き起こされると蒸発が起こる
(Ahrens&O'Keefe1972)。そのため、天体衝突によって生じた衝撃波が作る圧力分布を精
度良く計算することが蒸発量を決定するために本質的に重要である。衝撃波による圧力分布
は主に衝突シミュレーションにより調べられ、その圧力分布は想定する衝突天体の組成や、
それを取り扱う状態方程式に強く依存することが分かっている(e.g.,
OʼKeefe & Ahrens 1982; Kraus et al., 2011)。さらに、固体天体を表現する状態方程式は複雑に表されているため(e.g.,
Tillotson 1962; Thompson & Lauson 1972)、解析的な取り扱いが非常に難しく、物理的な理
解が得られていない。そこで本研究ではまず、惑星衝突分野で広く用いられている 2 種類の
状態方程式を用いて、衝突シミュレーションをおこなった。それにより、衝撃波圧力分布は 衝撃波が一次元的に広がる isobaric
core
と呼ばれる等圧領域と三次元的に広がり、減衰する領域により構成されていることが確認できた。このうち衝撃波が一次元的に取り扱える領域
については解析解が与えられているが、三次元的に減衰する領域は、固体状態方程式の複雑さから、理論的な理解が得られていなかった。しかし本研究では、点源爆発の理論に基づく
ことで、三次元的な減衰領域で状態方程式に依存しない物理量を発見した。これにより、一
次元衝撃波の解析解と合わせることで、特に衝突速度方向の衝撃波の伝搬に対して解析解を与えることに成功した。
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| Date/Room |
Nov 24, 14:00 zoom |
| Speaker |
Satoru Yamaguchi
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| Title |
教師なし機械学習を用いた分子雲銀河サーベイデータの解析
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| Abstract |
星は分子雲と呼ばれる低温の水素分子ガスからなる天体の中で形成される。したがって星形成過程を理解するために、分子雲の進化に対する理解が重要となる。分子雲のサーベイデータにFUGINと呼ばれるデータがある。FUGINは天の川銀河における、銀経10°〜50°・196°〜236°、銀緯-1°〜1°の一酸化炭素同位体によるJ=1-0輝線を観測した大規模なサーベイデータであり、銀河系規模の構造から、巨大分子雲の内部構造まで見ることができる。しかし、このような大規模なサーベイデータを人手で解析することには、莫大な時間的コストがかかることや人の先入観が介在してしまうという問題点がある。そこで本研究では、FUGINを先入観を一切持たない機械学習によって次元削減し、機械が見つけ出した低次元の特徴量を物理的に解釈することで、星形成過程を理解することを目的としている。教師なし機械学習によって大規模データを解析することで、一切の先入観を除き、さらには人間では気づきにくい複雑な構造を捉えることが期待できる。また、大規模なサーベイデータを瞬時に解析できるため、星形成過程に関する統計的な議論にも発展させやすい。本発表では、FUGINを教師なし機械学習によって次元削減し、低次元の特徴量に関しての解析結果について議論する。天の川銀河の中心側と外縁側を機械に入力した際に、差の現れた特徴量について物理的な意味を考察した。また赤外線Bubbleのカタログを元に、Bubble領域とBubbleのない領域の特徴量を解析することで、分子雲ガスデータに普遍性があることがわかり、Inutsuka et al.(2015)で提唱されたBubbleパラダイムを先入観なしの機械学習によって支持する結果となった。
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| Date/Room |
Dec 01, 14:00 zoom |
| Speaker |
Fumito Yasuda
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| Title |
木星の氷微惑星散乱による雪線内側への水供給についての理論的研究
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| Abstract |
地球は生命を育む水惑星であるが、海洋の質量は全地球質量の 0.02% 程度と、地球の水含有率は非常に低い。つまり地球は氷を集積しない雪線の内側で形成され、形成後に少量の水が供給されたと考えるのが自然である。リュウグウをはじめとする C 型小惑星は水を多く含んでいたと考えられており、はやぶさ 2 ミッションの成果からも、木星や土星よりも外側で形成し、小惑星帯そして、地球近傍へと移動したことが示唆されている。氷微惑星の移動は木星形成後に期待される。木星形成直後には、固体核材料である氷微惑星とガス集積を可能にするガス円盤が残っていると考えられる。従ってガス集積した木星の強い重力により微惑星は太陽系の内側にも外側にも散乱され、原始惑星系円盤によるガス抵抗で軌道が安定化する。このような水の輸送過程について様々な先行研究があるが(e.g., Raymond & Izidoro 2017)、初期条件や仮定への依存性が強いとも考えられる。よって本研究では水の輸送過程を解析し、輸送メカニズムの解明を目指す。本研究では N 体シミュレーションにより、ガス抵抗を考慮した制限三体問題として木星と微惑星の軌道進化を計算し、軌道進化のパラメータ依存性をはじめとする様々な解析を行なった。軌道進化を遠日点距離の変化で見ることで、太陽系の内側への輸送は、木星重力によって遠日点がほとんど変化せず離心率が上昇し、ガス抵抗によって遠日点が木星から遠ざかり、内側に移動することで木星重力の影響を受けなくなり、ガス抵抗のみによって離心率が減少して安定な軌道に落ち着くことを明らかにした。さらに、雪線の内側にまで輸送される際、木星重力散乱による離心率の上昇とガス抵抗による離心率の低下が混在する軌道進化段階では、離心率がほとんど一定で進化することがわかり、その値を予測できれば主な輸送先を推定できるようになった。その値を輸送時の最大離心率として、重力散乱による離心率の上昇時間とガス抵抗による離心率減衰時間の比較によって見積もったところ、あるガス面密度に対する最大離心率と輸送先をおおよそ予測することに成功した。
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| Date/Room |
Dec 08, 14:00 zoom |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa
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| Title |
超新星残骸から放射される高エネルギーガンマ線の次世代装置による観測可能性の検討
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| Abstract |
宇宙線 (cosmic ray) は宇宙から地球に降り注ぐ自然の放射線である。宇宙線の主成分は陽子であり、他に電子や原子核などが含まれる。これらのエネルギーは、10^8 eV から 10^20 eV の広い分布を持ち、大まかに２種の冪分布で表される。その冪指数は 10^15.5 eV 付近で変化しており、このエネルギーは「knee enrgy」と呼ばれる。そして、knee enrgy 以下の宇宙線は超新星残骸にて「拡散衝撃波加速」と呼ばれる加速機構によって生成されると考えられており、この機構によって冪分布と冪指数が説明される。
しかし、拡散衝撃波加速モデルでは超新星の典型的な物理量を用いても knee enrgy まで到達できないという問題がある。この問題に対し、新たなモデルの一つでは、超新星爆発の初期段階で、陽子が knee enrgy まで加速され得ることが主張されているが、観測による検証はなされていない。検証のためには、knee enrgy のエネルギーを持つ陽子が飛来する方向を観測すれば良いと考えられるが、陽子は銀河中の磁場などによってその運動の方向が容易に変えられるため、 起源の特定は非常に困難となる。そこで、超新星残骸によって加速された陽子から生じるガンマ線に注目し、knee enrgy の宇宙線起源の特定を試みる。しかし、ガンマ線は周囲の光子と対消滅を起こし、フラックスが減衰されることが考えられる。
本発表では、光子対消滅による減衰を考慮し、地球で観測される超新星残骸由来のガンマ線量について議論を行う。また、現在建設中のガンマ線望遠鏡 Cherenkov Telescope Array によって観測され得る、超新星残骸からのガンマ線の検出頻度についても議論を行う。
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| Date/Room |
Dec 12, 14:00 zoom |
| Speaker |
Yuta Sakurai
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| Title |
SPH 法におけるシアー問題への取り組み |
| Abstract |
惑星形成の舞台である原始惑星系円盤等の形成・進化の研究には流体力学的数値計算が有効である。そのような計算法の一つであるSPH法は流体をLagrange的に記述するため、粒子の持つ物理量が時間発展させても完全に保存されるというメリットがある。しかし、音速が円盤回転速度に比べてはるかに小さい原始惑星系円盤など、「冷たいシアー流」が重要となる流体の数値計算を限られた粒子数で行うと、粒子が近づきすぎてしまい、非物理的な密度誤差が発生して精度良く計算できないという問題（シアー問題）がある。
シアー問題の解決策として、密度が非一様な流体計算においてSPH法を再定式化し、流体要素の速度とSPH粒子の速度を区別する方法が提案されている。ただ、この方法は角運動量、運動量を厳密に保存するように定式化されておらず、さらに、計算コストが高いという課題がある。
本研究では3つの解決法に取り組んだ。1つ目の方法はカーネル関数のスムージング長を平均粒子間隔より大きく設定することで、シアー流によって生じた密度誤差をならすという方法である。この方法は密度誤差を幾分か減少させるため有効であるが、大きく減らすまでには至らないことがわかった。
2つ目の方法はシアー流によって粒子間距離が平均粒子間隔よりかなり小さくなった時に圧力勾配力を大きく増やし、粒子同士の反発力を補うという方法である。しかし、この圧力勾配力を増やすという操作は、圧力を上げる（≒温度を高くする）ことに対応しているため、本来見たい現象に影響を与える可能性がある。そこで、この手法を用いたときの音波の伝搬を測定することによって、この方法の妥当性を吟味した。
3つ目の方法はシアー流によって粒子間距離が平均粒子間隔よりかなり小さくなった時に人工粘性を大きく増やし、粒子同士が近づきすぎないようにするという方法である。この方法では音速はほとんど増加させずに、冷たいシアー流による密度誤差を減少させることが可能であることを実験により確かめた。また、密度誤差を10%程度に抑えられることがわかった。これらの結果をもとに今後の研究の可能性についても議論する。
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| Date/Room |
Jan 02, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryunosuke Maeda
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| Title |
Formation of Young Massive Clusters by Fast HI Gas Collision
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| Abstract |
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| Date/Room |
Jan 18, 13:00 zoom |
| Speaker |
Daisei Abe
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| Title |
Formation and Evolution of Star-forming Filaments in Molecular Clouds
分子雲における星形成フィラメントの形成と進化
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| Abstract |
星は分子雲中の高密度領域で形成される。近年の観測によって、その高密度領域がフィラメント状であることや星形成は自己重力的に不安定なフィラメント内で起こることがわかった。よって、分子雲からの星形成過程を理解するにはフィラメントの形成・進化過程を理解する必要がある。
フィラメント状分子雲の形成機構の候補は多数提案されており、乱立している形成理論の実現性を吟味することで現実に起きているフィラメント形成を理解する必要がある。また形成過程に現れる衝撃波継続時間と星形成の規模の関係を知ることも重要である。フィラメント進化過程で決まるであろうフィラメントの幅は星形成初期条件や星の質量を決める重要な量である。観測結果からフィラメントの幅はその線密度によらず普遍的に0.1pcであることがわかったが、これまでの理論によるとフィラメントの幅は大きな線密度なものほど小さいはずであり、観測事実を説明できない。
本研究は乱立している形成理論を整理するために、衝撃波と分子雲の相互作用を模擬するような３次元磁気流体シミュレーションを多岐にわたるパラメータで実行した。その結果、フィラメント形成機構は衝撃波速度によって変化することがわかった。また、計算領域の端からのガス流入を途中で止めることによって、衝撃波継続時間制御し、衝撃波継続時間と星形成の規模の関係を調べた。継続時間が圧縮層の自由落下時間よりも短いときは圧縮層とともにフィラメントが蒸発すること、継続時間が自由落下時間の２倍より長いときは大質量星団の初期条件が実現されることがわかった。多くの場合、フィラメントの境界は磁気流体波動のうちスローモードの衝撃波（スローショック）となる。スローショックの波面は不安定であり、フィラメント内に乱流を駆動しフィラメントを重力収縮から支えるための運動エネルギー供給が期待される。また両極性拡散が効くためこれを考慮に入れる必要がある。両極性拡散を考慮したスローショック不安定性で乱流生成が起こるかを非理想磁気流体シミュレーションにより調べた。その結果、両極性拡散を考慮したスローショック不安定性の非線形発展の結果、乱流が駆動されることを発見した。さらに自己重力入りのシミュレーションも行い柱密度の空間プロファイルを調べた。1 pcあたり約70太陽質量の線密度を持つ大質量フィラメントに対し、プロファイルは観測と整合的で幅 0.06 pc であった。
本論文では多数のフィラメント形成機構を統一的に分類し、星形成過程において重要な機構を決定した。また、衝撃波継続時間の長短が大質量星団形成の初期条件の実現や星形成過程の抑制（フィラメント破壊）の条件を決めることを示した。さらに両極性拡散入りのスローショック不安定性によって駆動された乱流圧がフィラメント幅を維持することを提案した。
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| Date/Room |
Jan 19, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
Dynamics and Energetics of Magnetic Activity in the Galactic Center
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| Abstract |
銀河の構造と動力学の解明は現代天文学における重要な課題である。天の川銀河を含む主要な銀河の多くは渦巻銀河と呼ばれ、円盤部と中心部からなる。特に銀河の中心部には大量の恒星と星間ガスが集積し活発な天体現象が確認されている。我々から最も近い銀河系の中心部ではその詳細な構造について観測が進んでいる。しかし、中心部の複雑な状況を理解するためには銀河の重力場だけでは説明が難しいことが分かってきた。
銀河系中心部数100パーセクにおける領域での磁場強度は円盤部に比べて強く、その磁気エネルギーは星間ガスの熱・運動エネルギーに匹敵、あるいは凌駕する。本研究では、銀河系中心領域における磁場の増幅とそれに伴うガスの密度構造や運動構造、エネルギー分布への影響について明らかにするために大局的磁気流体数値実験を用いて研究を行う。
本研究ではまず、磁気活動によるガスの流れについて理解するために、先行研究である大局的磁気流体数値実験データを用いて星間ガスと磁場の相互作用によるガスの流れについての詳細な解析を行った。その結果、パーカー(1966)で提唱された磁気浮上ガスによる鉛直方向にガスが持ち上げられ再度重力で加速される流れを発見した。この流れ場は視線方向に重なることで非常に幅広い速度分散構造を再現することを明らかにした。
次に磁場強度と熱・運動エネルギーの関係を理解するために、星間ガスの輻射加熱冷却スキームを実装した数値シミュレーションを行なった。その結果、加熱冷却の有無によらず、磁場強度は平均で 10μG、最大で数 100μG に達した。これにより磁場増幅の飽和値は大局的なダイナミクスで決まるという示唆を得た。輻射加熱冷却過程を考慮した結果として、銀河面の温度は輻射加熱と冷却で決まる熱平衡曲線に従い約104K になる。そして、銀河面と上空の中間領域において、ガス圧に比べて磁気圧が非常に卓越する領域が確認された。一方、z/R > 1.0の上空には T = 107 K に達するような高温（コロナ）ガスが輻射加熱と磁気散𨓜による加熱よって形成され得ることが分かった。
これらの結果から申請者は銀河系中心領域においてガス圧に対する磁場強度によって決まるz方向の厚みが存在することを明らかにした。また、磁気圧優勢な領域では銀河面上空に向かってガス運動を活性化させ、特徴的なガスの運動や密度構造を形成することを突き止めた。
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| Date/Room |
Feb 01, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryushi Miyayama
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| Title |
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| Abstract |
原始地球は後期重爆撃と呼ばれる激しい天体衝突を受けていたことが，月面のクレータ解析から示唆されている．重爆撃による小天体衝突は衝撃波を引き起こし，この衝
突衝撃波は天体の蒸発・溶融を生じさせ，当時の地球表層環境を特徴づけたと考えられる．したがって，生命を育む惑星表層環境の解明のためには衝突蒸発現象の理解が
必要不可欠である．衝突蒸発現象は実験再現が難しいほど高速度衝突により生じるため，数値流体シミュレーションを用いた理論研究が主流となっている．しかし，シミュ
レーションに使用する固体状態方程式モデルが確立されておらず，衝撃波が形成する圧力場 (以下，衝撃波圧力場) や蒸発・溶融量といった計算結果は使用するモデルに強
く依存するという問題がある．
本研究では，惑星衝突分野でよく用いられる Tillotson EOS と ANEOS という 2 種類の固体状態方程式モデルを用いた流体シミュレーションを行い，衝突蒸発・溶融現象の状態方程式依存性を調査した．まず，それぞれの状態方程式における物質を特徴づけるパラメータを過去の研究に従って設定し，同じ条件の衝突シミュレーションを行った．ここから得られた結果を比較すると，使用する状態方程式の違いによって蒸発質量や衝撃波圧力場に差が出ることを確認した．そこで，蒸発・溶融を引き起こす衝撃波の物理に着目することで，固体状態方程式を適切に扱うための手法を解析的に構築した．それにより，状態方程式の違いが生じさせる結果の不定性を明らかにすることに成功した．また，衝撃波圧力場は状態方程式依存性が強く，かつ固体状態方程式モデルの複雑さのため，物理的な理解が得られていなかった．しかし，本研究では解析解により，高速衝突時には，内部エネルギーの変化は天体物質組成や状態方程式モデルに強く依存しないことを示し，衝撃波圧力場の状態方程式依存性も明らかにした．衝撃波圧力場は衝突が引き起こす蒸発・溶融や，クレーター形成といった種々の現象を決定づける最も重要な量である．したがって本研究は衝突蒸発のみならず，天体衝突に伴う様々な現象の物理的な理解につながる研究である．
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| Date/Room |
Feb 01, 14:00 zoom |
| Speaker |
Fumito Yasuda
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| Title |
木星の氷微惑星散乱による雪線内側への水供給についての理論的研究
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| Abstract |
大量の氷微惑星から形成された重い固体核がガス集積を起こし木星が形成される．すると木星まわりに残った微惑星は，強い木星重力によって内側にも外側にも飛ばされる．内側に飛ばされた氷微惑星はガス抵抗によって内側の軌道に落ち着くことができる．この木星形成による氷微惑星輸送は，雪線内側へ水を供給し得るため，地球の水やC型小惑星の起源として有力である(e.g., Alexander et al., 2012)．こうした木星形成による氷微惑星の輸送について様々な先行研究があり(e.g., Walsh et al., 2011; Raymond & Izidoro, 2017)，輸送の可能性が円盤散逸や木星の惑星移動などに依存することが分かっているが，先行研究ではこれらの詳細な依存性が明らかになっていなかった．そこで本研究では，ガス抵抗を考慮した制限三体問題として，木星と微惑星の軌道進化をN体シミュレーションにより調べるとともに，解析的なアプローチによって微惑星の軌道進化のパラメータ依存性を明らかにした．木星重力で散乱された微惑星は以下の二つの機構で軌道進化をして雪線内側に輸送される．まず微惑星は木星の重力散乱により軌道進化する．つまり，ヤコビ積分を保存しながら軌道離心率が上昇していく．離心率の上がった微惑星は近日点距離が小さいので，強いガス抵抗を受けるようになる．ガス抵抗によって離心率が低下し，円軌道化して軌道が落ち着く．このようにして，雪線の内側に微惑星は輸送される．こうした一連の軌道進化の理解には，遠日点距離の進化が重要であることが分かった．また，木星重力による離心率上昇の時間進化を，数値計算結果を元に定式化に成功した．一方，離心率の高い微惑星のガス抵抗による軌道進化も解析解が与えられている．これらの二つの解を組み合わせることで，氷微惑星輸送を解析的に予測できるようになった．
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| Date/Room |
Feb 03, 14:00 zoom |
| Speaker |
Yuta Sakurai
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| Title |
SPH 法におけるシアー問題への取り組み
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| Abstract |
惑星形成の舞台である原始惑星系円盤等の形成・進化の研究には流体力学的数値計算が 有効である。そのような計算法の一つである SPH 法は流体を Lagrange 的に記述するた め、流体素片ごとに保存される物理量が時間発展させても完全に保存され、オイラー的に 流体を記述する通常の有限体積法（メッシュ法）に比べての優位性がある。しかし、音速 が円盤回転速度に比べてはるかに小さい原始惑星系円盤など、「冷たいシアー流」が重要 となる流体の数値計算を限られた粒子数で行うと、粒子が近づきすぎてしまい、非物理的 な密度誤差が発生して精度良く計算できないという問題（シアー問題）がある。 シアー問題の解決策として、密度が非一様な流体計算において SPH 法を再定式化し、 流体要素の速度と SPH 粒子の速度を区別する方法が提案されている。ただ、この方法は 角運動量、運動量を厳密に保存するように定式化されておらず、さらに、計算コストが高 いという課題がある。 本研究では 2 つの解決法に取り組んだ。1 つ目の方法はシアー流によって粒子間距離が 平均粒子間隔よりかなり小さくなった時に圧力勾配力を大きく増やし、粒子同士の反発力 を補うという方法である。しかし、この圧力勾配力を増やすという操作は、圧力を上げる （≒温度を高くする）ことに対応しているため、本来見たい現象に影響を与える可能性が ある。そこで、この手法を用いたときの音波の伝搬の測定を行ったが、音速が解析的な値 よりも大きくなり、問題の有効な解決法にならなかった。 2 つ目の方法はシアー流によって粒子間距離が平均粒子間隔よりかなり小さくなった時 に人工粘性を大きく増やし、粒子同士が近づきすぎないようにするという方法である。小 さい振幅の音波が解けるこのモデルでは、音速はほとんど増加させずに、冷たいシアー流 による密度誤差を減少させることが可能であることを数値実験により確かめた。また、密 度誤差を十数 % 程度に抑えられることが分かった。これらの結果をもとに今後の改善方 法についても議論する。
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| Date/Room |
Feb 06, 13:30 zoom |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa
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| Title |
超新星残骸から放射される高エネルギーガンマ線の次世代観測装置による観測可能性の検討
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| Abstract |
宇宙線 (cosmic ray) は宇宙から地球に降り注ぐ自然の放射線である.宇宙線の主成分 は陽子であり，他に電子や原子核などが含まれる.これらのエネルギーは，108 eV から 1020 eV の広い分布を持ち，大まかに 2 種の冪分布で表される.その冪指数は 1015.5 eV 付近で変化しており，このエネルギーは「knee enrgy」と呼ばれる.knee enrgy 以下の 宇宙線陽子は超新星残骸で「拡散衝撃波加速」と呼ばれる加速機構によって生成されると 考えられている.そして，この機構によって冪分布と冪指数が説明され，年齢が数百年程 度の超新星残骸で knee enrgy までの加速されると考えられていた.ところが，近年のガ ンマ線観測ではこの検証は成されなかった.この問題に対し，近年の研究では，爆発直後 の衝撃波が星周物質中を伝播する時期において，より強い上流磁場を期待することができ るため knee enrgy まで加速され得ることが主張されている.しかし，観測による検証は なされていない.検証のためには，knee enrgy のエネルギーを持つ陽子が飛来する方向 を観測すれば良いと考えられるが，陽子は銀河中の磁場などによって，運動の方向が容易 に変えられるため，起源の特定は非常に困難となる.そこで，超新星残骸によって加速さ れた陽子が周囲の流体陽子と衝突することで生じるガンマ線に注目し，knee enrgy の宇 宙線起源の特定を試みる.ここで，ガンマ線は周囲の光子と対消滅を起こし，フラックス が減衰されることが考えられる.一方，最新の観測では超新星爆発の直前の数日間に，質 量欠損率が増大することが判明しており，これによりガンマ線が増加することも推察さ れる.本研究では、宇宙線由来のガンマ線と、超新星残骸の光球や宇宙背景放射由来の 光子との 2 光子対消滅過程を考慮し，地球で観測される超新星残骸由来のガンマ線のフ ラックスの時間発展の計算を行った.また、現在初期観測が行われているガンマ線望遠鏡 Cherenkov Telescope Array (CTA) によって観測され得る，超新星残骸からのガンマ線 の検出頻度についての予測を行った.この結果，type II 超新星の場合，100 TeV のガン マ線に対して，1 PeV の宇宙線が生成されると考えられる，爆発後 15 日目以降には CTA によって type II 超新星由来のガンマ線が 1.9 Mpc の距離まで検出可能となる.そして， 約 30 年に 1 回の頻度でガンマ線が検出され得ることを示した.
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| Date/Room |
Feb 06, 13:30 zoom |
| Speaker |
Satoru Yamaguchi
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| Title |
教師なし機械学習を用いた分子雲銀河サーベイデータの解析
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| Abstract |
星は分子雲と呼ばれる低温の水素分子ガスからなる天体の中で形成される。したがって星形成過程を理解するために、分子雲の構造やその進化に対する理解が重要となる。本研究では野辺山45m電波望遠鏡を用いたFUGINと呼ばれる分子雲サーベイプロジェクトで取得されたデータに注目する。FUGINは天の川銀河における、銀経10◦∼50◦,198◦∼236◦、銀緯−1◦∼1◦の一酸化炭素分子によるJ=1-0輝線を観測した大規模なサーベイデータであり、銀河系規模の構造から、巨大分子雲の内部構造まで見ることができる。しかし、このような大規模なサーベイデータを人手で解析することには、膨大な時間的コストがかかることや人間の先入観が介在してしまうという問題点がある。そこで本研究では、先入観のない教師なし機械学習を用いることで、FUGINの分子雲ガスデータからその空間および速度空間の構造に対する低次元の圧縮された特徴(潜在変数)を抽出し、その特徴の解釈によって分子雲構造の理解を試みた。本研究では、Convolutional Autoencoder(CAE)と呼ばれる機械学習モデルを用いて、高次元の入力データを任意の低次元の潜在変数に圧縮した。本研究ではCAEを用いて、天の川銀河の中心側と外縁側の分子雲構造の比較、分子雲が存在する銀河座標と各潜在変数の相関の算出、バブルが分子雲に付随するか否かによる分子雲構造の比較を行なった。バブルの実験に関しては、FUGINの分割したPPVデータをCAEで学習させ、約15万次元の入力データを1000個の潜在変数(1000次元)に圧縮した。その結果、99%以上の潜在変数において、バブルに付随するか否かによる構造の違いが現れなかった。このことから、分子雲ガスはバブルとは全く無関係に構造形成されるか、反対にあらゆる分子雲ガスは主にバブルによって構造形成されるかのいずれかであることがわかった。ただし電離バブルや超新星残骸が分子雲構造に影響を与えることは明らかであり(e.g.,Inutsuka et al.2015)、バブルが分子雲形成と無関係であるとは考えにくい。したがって、本研究はバブルが分子雲の形成・進化に強く関係しているのだということを、先入観のない機械学習による大規模データの解析というアプローチから示す結果となった。
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