| Date: | 13, April |
| Speaker: | Yusuke Tsukamoto |
| Title: | Formation and Early Evolution of Circumstellar Disks |
| Abstract: | I investigate the formation and evolution of circumstellar disks from the prestellar cloud core stage using smoothed particle hydrodynamics (SPH) simulations. I will talk two topics. First topic is how the turbulence in molecular cloud core changes the evolution of circumstellar disk. Second topic is how the effects of radiation changes the evolution of disk. For later topic, I performed radiative hydrodynamics simulations. About First topic: The disk evolution in a turbulent cloud core is substantially different from that in a non-turbulent cloud core. In a turbulent cloud core, the disk orientation dynamically changes with time during the main accretion phase, because the local velocity field around the protostar determines it. The time variation of the disk orientation can explain the observational inconsistency between the disk orientation and outflow direction. Binary forms via dynamical fragmentation of filament and disks are frequently mutually misaligned, and inclined against the binary orbital plane at least during the main accretion phase. This misalignment can explain recent observations of disk misalignment and misaligned protostellar outflow. About second topic: Even with radiative hydrodynamics simulations, the formation and evolution processes of the first core are not qualitatively different from those of simulations with barotropic approximation. But formation and evolution processes of protostar and disk change. The central region supports larger mass than barotropic approximation and second collapse is delayed. At the early phase of disk evolution, disk is heated up by mass accretion rather than cooled down by radiation. In the region at the several tens of AU, Toomre’s Q value is less than the critical value for non-axisymmetric perturbation growth and strong spiral wave arises. But the saturation of Q value occurs and disk is in quasi steady state. The disk cooling time is sufficiently small to satisfy Gammie’s criterion at several tens of AU. Thus, the disk condition meets for the fragmentation in the absence of heating by accretion of envelop. In the actual case, however, the mass accretion still continues and fragmentation is suppressed by its heating. |
| Date: | 27, April |
| Speaker: | Makoto Takamoto |
| Title: | An Efficient Dissipation Mechanism of Magnetic Field by Effect of Turbulence |
| Abstract: | The sigma-problem is a puzzle of energetics between the Crab pulsar wind and pulsar wind nebula. Theoretical studies of the Crab pulsar magnetosphere suggest that the pulsar wind is Poynting flux dominated flow at the termination shock; on the other hand, observations of the expansion speed and luminosity of the Crab PWN indicate that the plasma should be particle energy dominated near the inner edge of the nebula. For resolving this problem, some efficient dissipation processes are necessary in the wind region. In this presentation, I report the acceleration of the dissipation of magnetic field due to decaying turbulence in the postshock region of a Poynting flux dominated flow. |
| Date: | 1, June |
| Speaker: | Akihiro Tsutsumi |
| Title: | 磁気流体乱流のエネルギースペクトルについて |
| Abstract: | 一様等方性乱流のエネルギースペクトルが波数の(-5/3)乗に比例することはよく知ら れている(Kolmogorov 1941)。 しかし現実の乱流では一様等方性の仮定が成り立たない場合が少なくない。例えば宇 宙流体における磁場が伴った乱流(MHD乱流)の場合、少なくともその磁力線方向には 等方性がやぶれることになるので、一様等方性乱流における(-5/3)乗則をそのまま当 てはめることはできない。このような乱流のエネルギースペクトルを求めるには Kolmogorovの理論とは違った考え方が必要だろう。 今回は、MHD乱流のエネルギースペクトルを求める試みとして、Sridhar & Goldreich (1994)とGoldreich & Sridhar (1995)の論文をレビューする。 |
| Date: | 6, June |
| Speaker: | Yuki Tanaka |
| Title: | ホットジュピター内部におけるオーム加熱と進化に与える影響について |
| Abstract: | 現在までに、様々な観測手法によって多数の系外惑星が発見されている。 その中で、中心星に非常に近接した公転半径を持つ巨大ガス惑星をホットジュピターと呼ぶが、 最近の研究によるとホットジュピターの中には理論的に予測されるよりも大きな半径を持つものが 存在する。この異常に膨張した半径は現在でも惑星科学における謎となっている。(Baraffe et al. 2010) この膨張半径を説明する為に提案されたものの一つが「オーム散逸」である。(Batygin & Stevenson 2010) これは、惑星内部を流れる電流と惑星の磁場によるオーム散逸によって惑星が加熱され、 膨張半径を維持しているという仮説である。 今回は、オーム散逸による惑星の加熱の機構と、オーム加熱が惑星の進化に与える影響についての論文である Wu & Lithwick (2012)をレビューする。 |
| Date: | 6, July |
| Speaker: | Yuki Io |
| Title: | MHD方程式の数値計算法について |
| Abstract: | 多くの天体現象において磁場は重要な役割を果たしている。そのため、磁気流体 力学的なアプローチが天体現象を理解する上で不可欠である。しかし、 磁気流 体シミュレーションでは、磁場の発散が０にならない問題がある。これを解決す る方法として、CT法がある。これは、磁場の発散を丸め誤差に まで抑える方法 である。また、磁気流体力学では流体力学には現れないAlfven波が存在するた め、流体力学のスキームをそのままMHD方程式に 適用するだけでは安定に解くこ とができない。安定に解くためにはAlfven波に関する特性方程式を用いたMOC法 を用いる必要がある。今回は、 CT法とMOC法を組み合わせ、MHD方程式を数値的 に安定に解く方法であるMOC-CT法についての論文であるStone & Norman(1992)を レビューする。 |
| Date: | 27, July |
| Speaker: | Sanemichi Takahashi |
| Title: | Formation and Self-Gravitational Evolution of Protoplanetary Disks |
| Abstract: | We investigate the formation process of self-gravitating protoplanetary disks. The angular momentum in the disk is redistributed by the action of gravitational torque in the massive disk in its early formation stage. We develop a simplified one-dimensional accretion disk models that take into account the infalling gas from the envelope onto the disk and the transfer of angular momentum within the disk in terms of effective viscosity. We find characteristic property in the evolution that does not depend on the detail of modeling for effective viscosity. The resultant disks have structures that are in agreement with the results of three dimensional simulations. Our model will be a useful tool for further modeling of chemistry, radiative transfer and planet formation in the protoplanetary disks. |
| Date: | 5, October |
| Speaker: | Shu-ichiro Inutsuka |
| Title: | Radiation Hydrodynamics (mini-lecture) |
| Abstract: |
| Date: | 18, October |
| Speaker: | Akihiro Tsutsumi |
| Title: | 直接相互作用近似による乱流解析 |
| Abstract: | 流体の運動の様子はレイノルズ数と呼ばれる非線形性の強さを表すパラメーターによって特徴づけられる。 このレイノルズ数が高い場合、流体の運動の様子は空間的にも時間的にも乱れた状態、つまり乱流状態に移行する。乱流は非線形性が本質的な現象であ +り、その流れの様子は境界条件や初期条件に強く依存する。こ のことは乱流の数学的な取り扱いを困難なものにしている。 Kolmogorovは、この多様な乱流現象全般に対して一般的に言えるような、「乱流の普遍的な統計的性質」 についての考察を行った。乱流状態では様々なスケールの運動が入り交じり相互作用しているが、 Kolmogorovはある程度小さいスケールの運動に限ってはこのような普遍的な性質があると仮定した。 このKolmogorov +の仮定からは、エネルギースペクトルは波数の(5/3)乗に比例するという有名な結果が得られ、このことは様々な実験結果とも一致している。 また一方、流体の従う運動方程式はNavier-Stokes方程式であると考えられており、この方程式を統計的に扱うことでも同様の結果が得られるべきであ +る。しかし速度場の相関に対する方程式をたてると、より高次の相関 の情報が必要になってしまい無限個の方程式の組になってしまう。この無限個の方程式をなんとかして取り扱うための方法の一つとして、ある次数の相 +関をより低次の相関を用いて近似することにより無限階層の方程式を途中で閉じるという操作が挙げられる。この様な方法は「完結近似」と呼ばれ、 +高レイノルズ数領域での統計量に対する直接的な方程式を得ることができる。 本発表では、まずKolmogorov理論における「乱流の普遍的性質」について説明する。次に完結近似として一番基本的である、Euler的直接相互作用近似( +DIA ; Direct interaction Approximation)について説明し、その結果をKolmogorov理論と比較する。またDIAの問題点についても考える。 |
| Date: | 9, November |
| Speaker: | Takeru Suzuki |
| Title: | Super-Saturation of Mass Loss from Young Solar-Type Stars |
| Abstract: | In this talk, I will present how the mass loss rate of stars with surface convection is determined by using numerical experiments and theoretical modeling. |
| Date: | 26th, November |
| Speaker: | Yuki Tanaka |
| Title: | 巨大ガス惑星内部におけるオーム加熱と熱輸送 |
| Abstract: | 多数発見されている系外惑星のうち、中心星に極めて近い位置を公転している巨大ガス惑星をホットジュピターと呼ぶ。 最近の研究によると、ホットジュピターのなかには理論的に予測される半径よりも大きく膨張した半径を持つものが存在する。 中心星からの輻射だけでは膨張した半径を説明することは出来ず、様々な仮説が提案されているが、現在でも未解決の問題となっている。 提案された仮説の一つが「オーム散逸」であり、惑星磁場と惑星内部を流れる電流の相互作用によって惑星内部で電流が散逸し、内部での熱源とな +るというものである。(Batygin & Stevenson 2010) オーム散逸が有効であるとしたBatygin et al. (2011)、Wu & Lithwick (2012)に対して、Huang & Cumming +(2012)はオーム散逸による加熱は有効ではないと主張した。 今回はこのHuang & Cumming (2012)の論文をレビューする。 また、オーム散逸以外の仮説であり、内部の熱輸送効率を変えることによって膨張半径を説明しようという研究もある。 ホットジュピター内部での対流構造が変わることによって熱輸送が抑えられることを示す、Chabrier & Baraffe (2007)もあわせてレビューする。 |
| Date: | 29th, November |
| Speaker: | Yuki Io |
| Title: | 磁気回転乱流による円盤コロナ加熱、及び、円盤風駆動 |
| Abstract: | 局所的な降着円盤の磁気流体計算を行い、円盤風の駆動機構を調査した。 これまで我々は、等温近似(比熱比=1)の 場合の円盤風駆動について解析を してきたが、本研究では比熱比が1以外の場合についての計算を行い、円 盤加熱の影響がどの程度重要になるのかを定量的に調べた。その結果、 円盤上空は赤道面よりも 大きく加熱され、そこから円盤風が駆動されるこ とが判明した。等温近似の場合、円盤風は主にポインティングフラックス により駆動されていたが、このように 円盤上空に高温のコロナが形成され る場合は、ガス圧が主要な役割を担っている。磁気圧に比較してガス圧が 大きくなった結果、駆動される円盤風の間欠性が抑えられより定常的な 円盤風となることも分かった。 |
| Date: | 14th, December |
| Speaker: | Akihiro Tsutsumi |
| Title: | 乱流の統計的取り扱いと、完結近似の方法 |
| Abstract: | 流体の運動の様子はレイノルズ数と呼ばれる非線形性の強さを表すパラメーターによって特徴づけられる。このレイノルズ数が高い場合、流体の運動の様子は空間的にも時間的にも乱れた状態、つまり乱流状態に移行する。乱流は非線形性が本質的 な現象であり、その流れの様子は境界条件や初期条件に強く依存する。このことは乱流の数学的な取り扱いを困難なものにしている。 Kolmogorovは、この多様な乱流現象全般に対して一般的に言えるような、「乱流の普遍的な統計的性質」についての考察を行った。乱流状態では様々なスケールの運動が入り交じり相互作用しているが、Kolmogorovはある程度小さいスケールの運動 に限ってはこのような普遍的な性質があると仮定した。このKolmogorov の仮定からは、エネルギースペクトルは波数の(?5/3)乗に比例するという有名な結果が得られ、このことは様々な実験結果とも一致している。 また一方、流体の従う運動方程式はNavier-Stokes方程式であると考えられており、この方程式を統計的に扱うことでも同様の結果が得られるべきである。しかし速度場の相関に対する方程式をたてると、より高次の相関の情報が必要になってしま い無限個の方程式の組になってしまう。この無限個の方程式をなんとかして取り扱うための方法の一つとして、ある次数の相関をより低次の相関を用いて近似することにより無限階層の方程式を途中で閉じるという操作が挙げられる。この様な方 法は「完結近似」と呼ばれ、高レイノルズ数領域での統計量に対する直接的な方程式を得ることができる。 本発表では、まずKolmogorov理論における「乱流の普遍的性質」について説明する。次に完結近似として一番基本的である、Euler的直接相互作用近似(DIA ; Direct interaction Approximation)について説明し、その結果をKolmogorov理論と比較する。またDIAの問題点についても考える。 |
| Date: | 28th, December |
| Speaker: | Hiroshi Kobayashi |
| Title: | very basic physics of debris disks |
| Abstract: | I will talk about very basic physics of debris disks, collisions, radiation pressure, dynamical stirring, etc. |
| Date: | 11th, January |
| Speaker: | Takuma Matsumoto |
| Title: | Coronal heating and the solar mass loss processes above the open field region |
| Abstract: | The mass loss rate from the sun is determined by the coronal temperature and density. To determine the coronal temperature and density is one of the main purposes in so-called coronal heating problem. According to the classical atmospheric model of the sun, only a small fraction of the kinetic energy of the surface convection motion is necessary to maintain the hot corona. The coupling between the convection and the magnetic field produces upward Poynting flux that deposits the magnetic energy to the ambient plasma through various kinds of mechanisms. To specify the transportation and the dissipation processes of the magnetic energy must give us intriguing clues to solve the coronal heating problem. Since the solar atmosphere is significantly inhomogeneous due to the gravity and the magnetic field, the transport and the dissipation processes will inevitably include nonlinear processes. While a lot of elemental theories that treat only the portion of the global atmosphere have been developed, the number of comprehensive theories that can predict the coronal temperature, density, and the mass loss rate remains very small for now. In accordance with the above situation, we have performed 2.5D magneto-hydrodynamic numerical experiments of the solar atmosphere to determine the mass loss rate. We will treat a single magnetic flux tube extended from a strong magnetic field (kG patch), expanding super-radially near the surface. As an energy injection processes, we consider Alfven wave at the foot point of the flux tube. The main purpose of this talk is to specify the transport and the dissipation processes of Alfven wave in this simple 2.5D MHD systems. Our numerical system acquires a quasi-steady state with hot corona and high-speed solar wind whose mass loss rate is comparable to the current sun. The dissipation of Alfven wave turned out to have different mechanisms in each height. Below the transition region, the heating associated with nonlinear mode conversion is dominant as is also found in 1.5D simulation. In addition to the mode conversion, strong refraction combined with the phase mixing contributes to the plasma heating just above the transition region. Above 0.2-0.3 Rs from the photosphere, MHD turbulence starts to develop and plays a dominant role in the plasma heating that balance to thermal conduction loss. Since the refraction and the turbulence do not occur in 1D model, our numerical experiments show that the deviation from the 1D model increases with height. In this talk, I will introduce the details of our model and what happens in our numerical experiments. |
| Date: | 18th, January |
| Speaker: | Kazunari Iwasaki |
| Title: | Turbulent structure in interstellar medium |
| Abstract: | It is well known that turbulence is ubiquitous property in interstellar medium (ISM). Recent studies have suggested that a multi-phase structure of the ISM is important to understand its turbulent structure. In this talk, I will present a self-sustatining mechanism of turbulence in the two-phase atomic ISM. I will discuss differences between the turbulence in the atomic ISM and that driven during the molecular cloud formation. |
| Date: | 8th, February |
| Speaker: | Masahiro Ogihara |
| Title: | Dynamical Simulations of Planet Formation |
| Abstract: | I present recent results of our N-body simulations of planet formation. My talk will be divided into two parts. First, the capture condition for 2:1 mean motion resonances is examined. Although some analytical efforts to derive the capture condition for mean motion resonances have been made, they usually assume the restricted three-body problem. In this work, we instead adopt numerical approach to discuss the resonant capture with various conditions. Second, we investigate formation of terrestrial planets under the influence of a giant planet. Our main aim is to determine whether the existence of the giant planet would enhance planetary growth. We also explore the dependence of model parameters on the final orbital structure of planetary systems. |
| Date: | 13th, March |
| Speaker: | Soonyoung Roh |
| Title: | Waves in a cold uniform plasma |
| Abstract: | The cold-plasma equations describe waves, and other perturbations, which propagate through a plasma much faster than a typical thermal velocity. We begin two-fluid study of plasma waves by deriving a very general wave equation, which governs weak waves in a homogeneous plasma that may or may not have a magnetic field, and also governs electromagnetic waves in any other dielectric medium. That wave equation and the associated dispersion relation for the wave modes depend on a dielectric tensor. |
| Date: | 15th, March |
| Speaker: | Jennifer M. Stone |
| Title: | Stoked Nondynamos: Sustaining Field in Magnetically Non-Closed Systems |
| Abstract: | A dynamo is a hydromagnetic mechanism that converts kinetic energy into magnetic energy within the bulk of a conducting fluid. It involves the amplification of magnetic field from an initially weak state of magnetization and the subsequent saturation and maintenance of the field against the action of Ohmic dissipation. Dynamo processes have received a great deal of attention in astrophysics as an explanation for the origin of magnetic fields in the Universe and their persistence over cosmological timescales. The classification of dynamo action, especially in the nonlinear regime, is difficult and usually only considered in the context of isolated, closed systems. However, a realistic system is unlikely to be completely isolated and the possibility of magnetic field leaking into the region of interest is tangible. A potential example is the leakage of relic magnetic field from the radiative interior of the Sun into the tachocline, a turbulent region of potentially strong magnetic field amplification. In this talk I address the question of whether a known nondynamo closed system that is augmented, or “stoked”, with external input magnetic field can be pragmatically distinguished from a true dynamo. I discuss the results of 3D fully nonlinear magnetohydrodynamic simulations of the dynamo properties of time-dependent ABC flows, which suggest that magnetic field can indeed be maintained at a significant stationary level with stoking in a system that would otherwise have been classified as a nondynamo. |