| April | 6 | Shu-ichiro Inutsuka |
| 13 | Tsuyoshi Inoue | |
| Hiroshi Kobayashi | ||
| 20 | Yoshiaki Misugi | |
| Daisei Abe | ||
| 20 | Yuta Nakanishi | |
| 27 | Kenji Kurosaki | |
| May | 11 | Keisuke Sugiura |
| 25 | Kodai Ito | |
| June | 1 | Hana Nishikawa |
| 29 | Yuto Inayoshi | |
| July | 6 | Kazuhide Isoya |
| 13 | Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students | |
| 27 | Yansong Guo | |
| September | 18 | Interim Reports |
| Octber | 10 | TA Lab. meeting |
| November | 2 | Keisuke Sugiura |
| 12 | Nanda Kumar (Centro de Astrofísicada Universidade do Porto) | |
| 13 | Adrien Leleu (University of Bern) | |
| 14 | Nadia Murillo (Leiden Observatory, Leiden University) | |
| 15 | Kodai Ito | |
| 19 | Kazuhide Isoya | |
| 29 | Hana Nishikawa | |
| December | 6 | Yuto Inayoshi |
| 13 | Yoshiaki Misugi | |
| 27 | Interim report for graduation thesis | |
| January | 10 | Shinsuke Takasao |
| 17 | Keisuke Sugiura | |
| 24 | Ryosuke Tominaga | |
| February | 4,5,7 | Rehearsal for Master thesis defense |
| 19 | Seminar for Graduation research | |
| 22 | Mehrnoosh Tahani (University of Calgary) | |
| March | 11 | Sunmyon Chon (Tohoku University) |
| Date/Room | March 11 (Fri.), 15:00- @ES 606 |
| Speaker | Sunmyon Chon (Tohoku University) |
| Title | 星形成円盤中での分裂片のmigration過程と連星形成 |
| Abstract | 近年、重力波により >∼ 20Msun のブラックホール連星の合体が観測された。このような連星を形成する有力な物理過程の一つとして、星形成円盤の 自己重力による分裂が考えられている。分裂片の多くは中心星に落ち込む (migration) が、幾つかは円盤中で生き残り連星を成すであろう。 今回は星形成円盤で生じた分裂片のmigrationの過程について調べた結果について紹介する。 また、連星に進化するための条件や結果として生じる連星の性質についても議論する。 |
| Date/Room | February 22 (Fri.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Mehrnoosh Tahani (University of Calgary) |
| Title | The Large-Scale Structure of Magnetic Fields Associated with Filamentary Molecular Clouds |
| Abstract | We present a new method to find the line-of-sight strength and morphology of magnetic fields in star forming regions using Faraday rotation measurements. We applied this method to four relatively nearby regions of Orion A, Orion B, Perseus, and California. In this method we use rotation measure data from the literature, a chemical evolution code, along with extinction maps of each cloud. In California and Orion A, we find clear evidence that the magnetic fields at one side of these filamentary structures are pointing towards us and are pointing away from us at the other side. The magnetic field morphologies that can explain this change of direction across filaments include toroidal, helical, and bow morphologies. We investigate these three models by combining our results with those of Planck observations to determine the 3D magnetic field structure in Orion A. We find that of the three possible morphologies, toroidal is the least probable and we suggest that the bow morphology is the most natural one. To investigate these morphologies further, we use magnetohydrodynamics simulations to simulate filamentary molecular clouds and their magnetic field evolution. We find that helical fields are not easily generated in our tested scenarios. |
| Date/Room | January 24 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Ryousuke Tominaga |
| Title | Revised description of dust diffusion and secular instabilities in protoplanetary disks |
| Abstract | Recent ALMA observations have revealed that some protoplanetary disks have multiple dust rings and gaps. These axisymmetric substructures are thought to be related to the planet formation although their origin is still debated. The width of observed rings is one of the observable properties, which is often compared with a width predicted by theoretical studies on the mechanism of the ring formation. The width is determined by competition between the dust accumulation rate that depends on the mechanism and the dust diffusion rate. Therefore, the precise description of the diffusion is important to discuss the origin of those ring structures. The diffusion process has been modeled by a diffusion term in the continuity equation. This modeling, however, does not conserve the total angular momentum of disks, preventing us from precisely describing the motion of the dust. Revisiting the dust modeling, we reformulated equations that describe the diffusion and conserve the total angular momentum. Our formulation is based on the mean-field approximation. Using the formulated equations, we performed the linear analysis and found a new instability besides the secular gravitational instability, which is a possible mechanism to form rings. We refer to the new instability as two-component viscous gravitational instability (TVGI). TVGI is trigged by cooperation of the dust-gas friction and the turbulent viscosity. We found that TVGI grows in larger parameter space than the secular GI. Moreover, multiple rings form via TVGI, meaning that TVGI is a promising mechanism of the ring formation. |
| Date/Room | January 17 (Thur.), 13:30- @ES 606 |
| Speaker | Keisuke Sugiura |
| Title | Rehearsal for the Defense of doctoral thesis |
| Abstract |
| Date/Room | January 10 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Shinsuke Takasao |
| Title | MHD simulations of protostellar flares |
| Abstract | Protostars evolve via interaction with magnetized disks. So to understand the protostellar evolution, we need to reveal not only the disk accretion process but also the interaction between them. In this talk, I will introduce my recent 3D MHD simulations of the star-disk systems, with particular focus on a bursty phenomenon, called protostellar flares. I will begin with an introduction of MHD physics, and then start to discuss my simulations. |
| Date/Room | December 13 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Yoshiaki Misugi |
| Title | 分子雲コアの角運動量の起源について |
| Abstract | 星の進化はその質量により決められており、星の形成と進化を繰り返すことで、銀河は進化する。星の生まれる場所である分子雲コア (以下、 コア) は分裂し多重星を作りうることが知られており (e.g., Machida et al. 2008)、 一つのコアからどれくらいの質量の星が何個できるかによって、生まれる星の質量は異なる。したがって、多重星形成過程の解明は星の進化を決定することであり、銀河 進化を理解する上でも重要である。上記の分裂過程において、分裂の有無を決める重要な物理量がコアの初期角運動量であるが、コアが角運動量を獲得する機構については詳しく 研究されていない。一方で近年の Herschel 宇宙望遠鏡による観測は、分子雲内のフィラメント構造が普遍的であること、コアはこのフィラメント構造に沿って分布していることを明らかにした (e.g., Andr ́e et al. 2010)。したがって、フィラメントからのコア形成理論は観測されているコアの角運動量を説明する必要がある。本研究では、角運動量保存を仮定することにより、フィラメン>ト内の 3 次元速度場とコアの角運動量の関係を調べた。その結果、観測と整合的ないくつかの速度場モデルにより、コアの角運動量を説明可能であることがわかった。さらに本研究では、観測データ>およびフィラメント形成シミュレーションのデータを用いてフィラメント内の速度場を解析した。本講演ではこれらの結果について紹介する。 |
| Date/Room | December 6 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Yuto Inayoshi |
| Title | 強いシアー流を扱う粒子法的流体計算法の開発 |
| Abstract | 宇宙には原始惑星系円盤や円盤銀河など多様な円盤が存在している．円盤の形成・進化過程における非線形現象の理論研究には流体力学的数値計算が有効である．流体力学の数値計算法として， Smoothed Particle Hydrodynamics(SPH) 法と呼ばれる粒子を用いる手法がある.流体をオイラー的に記述するメッシュ法と比べ， SPH 法はラグランジュ的に記述するため，移流項に伴う数値誤 差が発生せず，高密度の領域を高解像度に記述でき，流体が大きく変形する場合の計算に有利である．しかし，冷たいシアー流が存在する流体の数値計算を限られた粒子数の SPH 法で行うと，非物理的な密度エラーが発生し，精度良く計算できないという問題 (シアー問題) がある．原始惑星系円盤は低温で差動回転，つまりシアー流が存在しているため，円盤の形成や進化を SPH 法で計算することには問題がある．SPH 法を用いてこれらの円盤の計算を精度良く行うためには，シアー問題の解決が不可欠である． このシアー問題の解決策として，Imaeda & Inutsuka (2002) では SPH 法の定式化を見直し，流体素片の速度と SPH 粒子の速度を区別する手法が提案されている．この手法は，密度がほぼ一様な流体のみ有効であり，密度エラーを 20%程度に抑えることを可能にした．つまり，この手法の密度一様という制約を解消すれば，シアー 問題の解決につながる．そこで本研究では，Imaeda & Inutsuka (2002) の定式化をさらに見直し，密度が非一様な場合でも計算可能となるように再定式化を行った．この再定式化により，密度が非一様な場合でも密度エラーを小さく抑えることに成 功した．しかし，この手法には流体素片の速度と粒子の速度を区別することで発生する速度補間によって保存則が崩れるなどの問題がある．本講演では，新しい計算法の現状の成果とその問題点 の解決策について議論する． |
| Date/Room | December 7 (Fri.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Joanne Dawson |
| Title | Shining Light on the Dark ISM |
| Abstract | It has long been recognised that our "standard" radio spectral line tracers fail to account for a substantial fraction of the neutral interstellar medium. While warm atomic gas is readily mapped by the HI 21 line, and classical molecular clouds are bright in CO rotational transitions, material exists between these two regimes, sometimes called the "Dark ISM". This mixture of optically thick HI and CO-poor H2 is an elusive link in the evolutionary sequence connecting warm, diffuse gas to dense star-forming clouds, and has been the subject of renewed interest in recent years. I will discuss work that has aimed to detect, characterise and quantify the Dark ISM in the Milky Way, with particular focus on the SPLASH survey (the Southern Parkes Large-Area Survey in Hydroxyl) and the potential and pitfalls of alternative spectral line tracers such as OH. |
| Date/Room | November 29 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Hana nishikawa |
| Title | ダストの合体成長に基づいた惑星形成 |
| Abstract | 星形成の副産物である原始惑星系円盤の中で、0.1μm程度のダストは衝突合体を繰り返し、微惑星、原始惑星という段階を経て1万kmサイズの惑星にまで成長する。木星のような巨大ガス惑星を形 成するためには、円盤ガスが散逸する3×10^6年程度の間に地球の10倍程度の質量の原始惑星を形成しなければならないと言う時間的制約がある（Ikoma et al., 2000）。 円盤の中で、ダストはガスから摩擦抵抗を受け角運動量を失うため、中心星に向かって移動する。1m程度の大きさに成長したダストは速やかに中心星に落下してしまうため、微惑星形成は困難 とされてきたが、ダストが衝突合体の過程で非常に低密度な構造になることを考慮すると、10AUより内側の領域では微惑星が形成される。（Okuzumu et al., 2012）一方、10AUより外側の領域で は、一定サイズに成長したダストは中心星に向かって速やかに落下する。そのため、円盤の外側から10AUより内側の領域に固体天体の材料（ペブル）が大量に供給される。 近年、円盤内側で誕生した原始惑星がこのペブルを効率よく獲得し成長することで、巨大ガス惑星コアの形成時間を短縮できることが期待されている（e.g. Lambrechts \& Johansen 2012）。 それと同時に、秩序成長、暴走成長、寡占成長といった過程を経る惑星形成の標準モデルが示すように、原始惑星の周囲に大量に存在する微惑星もその成長に影響する (e.g. Kobayashi et al., 2016) 。以上のことから、巨大ガス惑星コア形成過程において、数cm--mのペブルと数km--数百kmの微惑星という異なる2つのサイズの固体天体が重要な役割を果たすと考えられる。これらの2種 類の天体のサイズ分布や面密度は、ダストの合体成長に基づいて定まる。よって、ダストから原始惑星までの固体天体の成長を一連に取り扱い、幅広いサイズにまたがるような惑星形成過程を考 えることが大切である。 そこで本研究では、0.1μmのダストが直接合体によって惑星に成長するまでの一連の統計シミュレーションを行うことを目指す。シミュレーションの中では、2天体の衝突合体による成長、ガス 抵抗による動径移動、ダストの内部密度進化、乱流によるかき乱し、衝突による速度変化、微惑星同士の重力集積に加え、衝突破壊、ペブルの効率的な集積等を考慮する。本公演では、テスト計 算の結果を紹介する。 |
| Date/Room | November 19 (Mon.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Kazuhide Isoya |
| Title | 巨大衝突ステージにおける衝突・破壊を考慮したN体シミュレーション |
| Abstract | 太陽系の地球型惑星は、大きく分けて3つのステージを経て形成される。まずダストから微惑星、次に微惑星から原始惑星、そして最後に原始惑星から地球型惑星が形成される。 この最後の進化段階は巨大衝突ステージと呼ばれ、地球型惑星の軌道や質量などを特徴付ける重要な時期である。巨大衝突ステージを模擬し原始惑星のN体計算を行うと、合体成 長を繰り返し数億年程度で現在の太陽系の地球型惑星のようないくつかの地球質量の惑星が形成される（e.g., Chambers & Wetherill, 1998; Agnor et al., 1999; Kominami & Ida, 2002; Kokubo et al., 2006）。しかし、原始惑星同士が軌道交差を起こすほど軌道が歪んだ状態で衝突合体が起きるため、最終的に形成される地球型惑星の離心率(〜0.1)は、現在の太陽系の地球型惑星の離心率(〜0.01)を説明できない。これに関する現在の惑星形成論の理解では、地球型惑星が形成された後に残存する微惑星との力学的摩擦によって地球型惑星の離心率が下げられるという説が有力である（Morishima et al., 2010）。ところが、この力学的摩擦の反作用や地球型惑星からの摂動によって残存微惑星の離心率が上がり、微惑星同士の破壊的な衝突が起きるほど相対速度が速くなる。そのため残存微惑星円盤の中では様々なサイズの微惑星同士の衝突・破壊が次々に起こる（衝突カスケード）が、そのなかでも小さな微惑星は数が多く衝突が頻繁に起きており、破壊のタイムスケールが短い。微惑星がμmサイズまで小さくなると、中心星の輻射圧により吹き飛ばされることで系から速やかに取り除かれるため、残存微惑星円盤の総質量は減少していく。その結果、残存微惑星円盤の質量分布は形を変えないまま総質量が減少する（e.g., Tanaka et al., 1996）。このとき、微惑星の減少のタイムスケールは最大微惑星が衝突によって壊れるタイムスケールになるため、比較的簡単に解析的に表現できる（Kobayashi & Tanaka 2010）。すなわち残存微惑星円盤の総質量減少によって力学的摩擦の効率が下がるため、本当に地球型惑星の離心率を下げることが可能なのかという問題が残る。この問題を調べるためには、長期的軌道進化と破壊を扱うことができる計算が必要である。軌道進化を扱うにはN体計算が有効であるが、破壊によって生じる様々なサイズの微惑星は10^35個以上にもなり、N体計算ではこれら全ての微惑星をとても扱うことはできない。このような多数の粒子を取り扱うには、一つ一つの粒子を取り扱うのではなく、統計力学に基づいた統計的手法が有効であるが、統計的手法では、微惑星が重力的に集積する際にサイズ分布が非軸対称になることや、原始惑星による軌道共鳴のような、重力相互作用の取り扱いができない。すなわちN体計算と統計的手法を同時に用いると、軌道進化と破壊を同時に考慮した計算を行うことができる。そこで本研究では、N体計算と統計的手法を組み合わせた、衝突破壊を扱うことができるハイブリッドコードの開発を行った。そしてこのコードによる計算結果により、巨大衝突ステージにおける残存微惑星間の衝突・破壊現象を考慮すると、惑星-微惑星間の力学的摩擦の効率が下がること、そして破壊は微惑星のサイズが小さいほど効率的なので、最大微惑星半径が10km以下では現在の 地球や金星のように惑星の離心率が下げられないことがわかった。 |
| Date/Room | November 15 (Thur.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Kodai Ito |
| Title | 固体天体衝突シミュレーションによる蒸発の理論的研究 |
| Abstract | 現在見つかっている惑星は実に多様である。一般的に惑星は、ダストから成長し、微惑 星・原始惑星を経て、最終的には原始惑星に大小様々なサイズの天体 が衝突することにより合体 及び破壊を繰り返しながら形成されると考えられている。天体同士の衝突は軌道・自転軸の変化 や天体自身の構造の変化など、天体自身に非常に大きな影響を与える現象である。その中で衝突 にともなって生じる温度上昇は、物質の蒸発を引き起こす可能性がある。蒸発現象は物質の 化学 変化や衝突脱ガスなど、組成に大きな影響を与える。特に氷を主成分とする天体では、氷の蒸発 に必要なエネルギーが比較的小さいため、小さな衝突速度でも蒸発を十分に起こしやすい。以上 から、蒸発現象は惑星の多様性を理解する上で重要な物理的素過程であると言える。そこで我々 は数値シミュレーションを用いて蒸発現象について理論的に理解する。 まずはじめに、正面衝突のシミュレーションをおこない、衝突速度と蒸発量の関係について調べた。その結果、高速度の衝突では蒸発量は衝突速度のおよそ2乗に比例して増加し、低速度ではある蒸発可能な臨界衝突速度へ収束することが分かった。しかし、本計算では低速度領域では高解像度計算によりSPH法の問 題点である接触不連続面の影響を抑えている。しかし、高解像度計算では計算コストがかかるため、人工的な熱伝導を導入し、低解像度でも計算可能になるように接触不連続面の影響を抑える定式化をおこなった。 さらに、斜め衝突のシミュレーション結果から衝突角度と蒸発量の関係性についても調べた。本研究の計算結果と先行研究(Kraus et al. 2011)を比較すると 衝突角度に対して、より蒸発が起こりやすいことが分かった。 |
| Date/Room | November 14 (Wed.), 14:00- @ES 640 |
| Speaker | Nadia Murillo |
| Title | How to make multiple protostellar systems: probing the physics of embedded protostars |
| Abstract | Multiple protostellar systems are a common outcome of star formation. It is widely agreed that multiple protostellar systems are formed through the fragmentation of a cloud core, or a disk around a protostar. Where and when fragmentation occurs has an impact on the distribution of the multiple system and its evolution. On the other hand, it is not yet clear what mechanisms hinder or enhance fragmentation. Models have considered the effects of turbulence, magnetic fields, density structures, and temperature, to name a few. However, to fully understand how multiple protostellar systems form, we need to observe these systems in the early, deeply embedded stages of star formation, where the conditions of formation are almost intact. In this talk, low-mass embedded protostellar systems in the Perseus star forming region (d~235 pc) are explored. Continuum observations are used to study the distribution and evolutionary stage of embedded protostellar systems, providing insight into where and when fragmentation occurs. The physical conditions of embedded protostellar systems, both single and multiple, are probed. Molecular line emission is an excellent tool to probe the physical conditions in which protostars form, thus the effect of temperature and mass on fragmentation can be studied. The distribution, evolutionary stage and physical conditions of the cloud core can then be compared to the large scale structure of the molecular cloud. This will indicate whether the formation of multiple protostellar systems is related to structure of the molecular cloud. The results of these studies find that some cloud cores continue to form protostars, while others do not. The temperature of these cloud cores is not different from other star forming cloud cores, but they do tend to be more massive. |
| Date/Room | November 13 (Tue.), 16:30- @ES 606 |
| Speaker | Adrien Leleu (University of Bern) |
| Title (Part I) | The peculiar shapes of Saturn’s small inner moons as evidence of mergers of similar-sized moonlets |
| Abstract (Part I) | The Cassini spacecraft revealed the spectacular, highly irregular shapes of the small inner moons of Saturn, ranging from the unique “ravioli-like” forms of Pan and Atlas to the highly elongated structure of Prometheus. Closest to Saturn, these bodies provide important clues regarding the formation process of small moons in close orbits around their host planet, but their range of irregular shapes were not explained. I will show that the spectrum of shapes among Saturn’s small moons is a natural outcome of merging collisions among similar-sized moonlets possessing physical properties and orbits that are consistent with those of the current moons. These results suggest that the current forms of the small moons provide direct evidence of the processes at the final stages of their formation, involving pairwise encounters of moonlets of comparable size. |
| Title (Part II) | Stability and detectability of co-orbital exoplanets |
| Abstract (Part II) | Despite the existence of co-orbital bodies in the solar system (1:1 Mean-motion resonance), and the prediction of the formation of co-orbital planets by planetary system formation models, no co-orbital exoplanets (also called trojans) have been detected thus far. It can be due to the rarity of the configuration, the degeneracy of the co-orbital signature with other configurations, or the observational biases. After a description of various stable co-orbital configurations for a pair of planet, I will discuss the stability of the lagrangian equilibria (L4 and L5) during the migration in the protoplanetary disc for the variables associated to the resonant angle, but also in the direction of the eccentricities and inclination. Finally I will discuss the signature of co-orbitals exoplanets in Transit Timing Variation, transits, and combination of transit and radial velocity measurements. |
| Date/Room | November 12 (Mon.), 14:00- @ES 606 |
| Speaker | Nanda Kumar (Centro de Astrofísicada Universidade do Porto) |
| Title | High-mass star formation: a revised view of the challenges |
| Abstract | I will review the state-of-the-art questions in forming the highest mass stars; radiation pressure, fragmentation, and feedback. Next, I will present new ALMA and VLT adaptive optics data of G333.6-0.2, the most luminous star-forming core of the Milk-way disk, and demonstrate the effects of fragmentation, feedback, radiation pressure. The intense UV radiation from young O-stars has been theorized to ionize its own accretion flow, which is discovered for the first time from our data. I will conclude with an emerging view of high-mass star formation scenario from these and other ALMA observations. |
| Date/Room | November 2 (Fri.), 15:00- @ES606 |
| Speaker | Keisuke Sugiura |
| Title | Asteroidal Shapes Formed Through Collisions |
| Abstract | Asteroids have variety of shapes as shown in the sea-otter shape of asteroid Itokawa. Asteroidal shapes are probably formed through impacts. Thus the relationship between impact conditions and resultant shapes may provide the information of past impacts in the solar system and constrain collisional history of asteroids. To clarify asteroidal shapes formed through various impacts, we conduct numerical simulations of asteroidal collisions using SPH method for elastic dynamics (Libersky and Petschek 1990) with the self gravity, the model of fracture of rock (Benz and Asphaug 1995), and the model of friction of granular material (Jutzi 2015). Firstly, we conduct various impact simulations with 100km-target asteroid. As a result, we find that low-velocity, non-destructive, and equal-mass impacts (realized in the primordial environment) produce various (bilobed, spherical, flat, elongated, and hemispherical) shapes, while high-velocity and destructive impacts (realized in the present environment) mainly produce spherical and bilobed shapes. This means that flat shapes are likely to be formed in the primordial environment. We also investigate shapes of family and non-family asteroids in the main belt separately, and we find that the fraction of flat shapes for family asteroids is significantly smaller than that for non-family asteroids. These observational results suggest that recent family-forming impacts are difficult to produce flat shapes, which is consistent with the results of our simulations. Secondly, to reproduced the extremely elongated shape of a recently discovered interstellar asteroid 1I/’Oumuamua (Meech et al. 2017), we conduct impact simulations with 100m-target asteroids that are composed of granular material. As a result, we find that the following conditions are roughly required to produce extremely elongated shapes with the ratio of intermediate to major axis lengths less than 0.3: mass ratios of two impacting asteroids > 0.5, the friction angles > 40 degrees, impact velocities < 40 cm/s, and impact angles < 30 degrees. This condition suggests that the parent disk of 1I/’Oumuamua was weakly turbulent and composed of planetesimals smaller than ~7 km to ensure small impact speeds. |
| Date/Room | September 18 (Tue.), 10:00- @ES606 |
| Title | Interim Reports | Speaker |
Naoki Nishida Yuta Nakanishi Daisei Abe Daiki Nakatsugawa Ryunosuke Maeda |
| Date/Room | July 27 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Yansong Guo |
| Title | DYNAMICS of HIGH VELOCITY COMPACT CLOUDS |
| Abstract | Previously, we studied the gravitational scattering of a molecular cloud by a compact massive object by means of three dimensional hydrodynamics simulation with radiative cooling/heating and chemical reactions, and examine the recent claim for the evidence of intermediate-mass black hole suggested by the observation of broad molecular line emission from a high velocity compact molecular cloud (CO-0.40-0.22) in the central molecular zone of the Milky Way Galaxy. Our calculations confirm the previous interpretation of the cloud (CO-0.40-0.22) that the extremely broad velocity width (∼ 100kms−1) is due to gravitational scattering by a 10^5 solar mass black hole. Howerver, Tanaka et al. 2018 performed high resolution observation using ALMA telescope suggesting that the velocity dispersion of the cloud is only 40 kms-1 instead of 100kms-1. They suggested that cloud-cloud collision scenario can also explain the observation. We would like to review the observation of Tanaka et al. 2018 and discuss about the cloud-cloud collision scenario and compare with gravitational scattering scenario. |
| Date/Room | July 6 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students | |
| Speaker | Daisei Abe |
| Title | 分子雲におけるフィラメント形成と星形成開始条件の解明 |
| Speaker | Hiroki Nakatsugawa |
| Title | 分子雲形成の金属量依存性 |
| Speaker | Yuta Nakanishi |
| Title | 強い衝撃波と星間媒質の相互作用:超新星爆発による過電離プラズマ形成過程の理論的研究 |
| Speaker | Naoki Nishida |
| Title | 超高温プラズマの相対論的運動論 |
| Speaker | Ryunosuke Maeda |
| Title | 中性水素ガス衝突による星団形成の理論的研究 |
| Date/Room | July 6 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Kazuhide Isoya |
| Title | 巨大衝突ステージにおける惑星-微惑星間の力学的摩擦と微惑星間の衝突・破壊の関係 |
| Abstract |
太陽系の地球型惑星は、最終段階で火星サイズの原始惑星同士が衝突合体を繰り返し形成されたと考えられており、この進化段階は巨大衝突ステージと呼ばれる。 巨大衝突ステージを模擬し原始惑星のN体計算を行うと、合体成長を繰り返し数億年程度で現在の太陽系の地球型惑星のようないくつかの地球質量の惑星が形成される[1]。 しかし、原始惑星同士が軌道交差を起こすほど軌道が歪んだ状態で衝突合体が起きるため、最終的に形成される地球型惑星の離心率(~0.1)は、現在の太陽系の地球型惑星の離心率(~0.01)を説明できない。 これに関する現在の惑星形成論の理解では、地球型惑星が形成された後に残存する微惑星との力学的摩擦によって地球型惑星の離心率が下げられるという説が有力である[2]。 ところが、この力学的摩擦によって微惑星の離心率が上がるため、微惑星同士の破壊的な衝突が起きるほど相対速度は速くなり、この破壊現象によって微惑星円盤の面密度は減少していく[3]。 微惑星の面密度減少によって力学的摩擦の効率が下がるため、本当に地球型惑星の離心率を下げることが可能なのかという問題が残る。
この問題を調べるためには、長期的軌道進化と破壊を扱うことができる計算が必要である。 しかし破壊によって生じる様々なサイズの微惑星は10^35個以上にもなり、N体計算ではとても扱うことはできない。 このような多数の粒子を取り扱うには統計力学に基づいた統計的手法が有効であるが、統計的手法では重力相互作用の取り扱いができない。 すなわちN体計算と統計的手法を同時に用いると、軌道進化と破壊を同時に考慮した計算を行うことができる。
そこで本研究では、N体計算と統計的手法を組み合わせた、衝突破壊を扱うことができるハイブリッドコードを開発した。 さらに本講演では、このコードにより得られた、巨大衝突ステージにおける力学的摩擦と破壊現象の関係についても議論する。 [1] Kokubo, E., Kominami, J., & Ida, S. 2006, ApJ, 642, 1131 [2] Morishima, R., Stadel, J., & Moore, B. 2010, Icarus, 207, 517 [3] Kobayashi, H., & Tanaka, H. 2010, Icarus, 206, 735 |
| Date/Room | June 29 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Yuto Inayoshi |
| Title | SPH法におけるシアー問題の再考 |
| Abstract | 宇宙には原始惑星系円盤や円盤銀河など多様な円盤が存在している.円盤の形成・進化過程における非線形現象の理論研究には流体力学的数値計算が有効である.流体力学の数値計算法として， Smoothed Particle Hydrodynamics(SPH) 法と呼ばれる粒子を用いる手法がある.流体をオイラー的に記述するメッシュ法と比べ， SPH 法はラグランジュ的に記述するため，移流項に伴う数値誤差が発生せず，高密度の領域を高解像度に記述でき，流体が大きく変形する場合の計算に有利である.しかし，冷たいシアー流が存在する流体の数値計算を限られた粒子数の SPH 法で行うと，非物理的な密度エラーが発生し，精度良く計算できないという問題 (シアー問題) がある.原始惑星系円盤は低温で差動回転，つまりシアー流が存在しているため，円盤の形成や進化を SPH 法で計算することには問題ある.SPH 法を用いてこれらの円盤の計算を精度良く行うためには，シアー問題の解決が不可欠である.このシアー問題の解決策として，Imaeda & Inutsuka (2002) では SPH 法の定式化を見直し，流体素片の速度と SPH 粒子の速度を区別する手法が提案されている.この手法は，密度がほぼ一様な流体のみ有効であり，密度エラーを 20%程度に抑えることを可能にした.つまり，この手法の密度一様という制約を解消すれば，シアー問題の解決につながる.そこで本研究では，Imaeda & Inutsuka (2002) の定式化をさらに見直し，密度が非一様な場合でも計算可能となるように再定式化を行った.この再定式化により，簡単なテスト計算では密度が非一様な場合でも密度エラーを小さく抑えることに成功した.本発表では現時点での我々の新しい定式化を紹介し，さらにその有用性や改善点について議論する. |
| Date/Room | June 1 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Hana Nishikawa |
| Title | 木星形成領域に供給されるペブル量の検証 |
| Abstract | 星形成の副産物である原始惑星系円盤の中で、0.1μm程度のダストは衝突合体を繰り返し、微惑星、原始惑星という段階を経て1万kmサイズの惑星にまで成長する。木星のような巨大ガス惑星を形成するためには、円盤ガスが散逸するまでに地球の10倍程度の質量の原始惑星を形成しなければならない（Icoma et al. 2000）。近年、巨大ガス惑星コア形成の時間スケールを短縮する方法として、ペブル集積という過程が注目されている（Lambrechts & Johansen 2012）。10AUより外側の領域では成長時間スケールより落下時間スケールが短いため、mサイズの天体（ペブル）が落下する（Okuzumi et al. 2012）。これにより、10AUより内側に固体成分が供給されることとなり、そこでは原始惑星がペブルを効率的に集積して成長することができる。ゆえに、原始惑星成長へのペブル集積の寄与を明らかにすることは、惑星形成過程を解明する上で大変重要であると考えられる。しかし、先行研究（e.g. Lambrechts & Johansen 2012）では原始惑星成長段階においてどれほどのペブルが円盤外縁部に存在し、円盤内側へと供給されるかは、厳密に調べられていない。そこで本研究では、0.1μmのダストから暴走成長が起こる1万kmまでという、幅広いサイズに渡る固体天体の成長を一貫して扱う数値計算を行う。それにより、現実的なペブル供給量を検証し、ペブル集積の惑星形成過程への寄与を明らかにすることを目指す。今回の発表では、得られたペブルフラックスの質量分布を示し、ペブル流入量の質量依存性及び時間依存性について議論する。 |
| Date/Room | May 25 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Kodai Ito |
| Title | 氷天体衝突の蒸発過程解明に向けた3次元SPHシミュレーション |
| Abstract | 惑星は大小様々なサイズの天体同士が衝突をくりかえして形成された。その際の衝突にともなう 温度上昇により、物質の蒸発が生じる。特に氷天体は比較的蒸発に必要なエネルギーが小さいため、氷惑星の形成にとって衝突に伴う蒸発は非常に重要な物理過程である。また地球に彗星のような氷天体が衝突し水が供給される場合にも大きな影響を及ぼす。天体の衝突は大規模スケールの現象のため、数値計算によるシミュレーションは非常に有用な手法である。先行研究(O’Keffe et al. 1982)では垂直方向からの衝突を考え、2次元円筒座標系で数値計算をおこない蒸発量を求めている。しかし、実際は斜め方向からの衝突のほうが高頻度で起きるため、3次元的に数値計算を行う必要がある。そこで本研究では大規模変形の扱いに優れたSmoothed Particle Hydrodynamics (SPH) 法と呼ばれる流体力学の数値計算方法を用いて、3次元の衝突計算を行う。さらに、状態方程式としてTillotson の状態方程式 (Tillotson 1962)を導入することで固体物質まで扱うことを可能にしている。行ったシミュレーションの結果から天体の衝突速度に対する蒸発量を見積もった。 今回の発表では、得られた数値計算結果を1次元の計算結果と比較し、3次元計算で生じる問題点について議論する。 |
| Date/Room | May 11 (Fri.), 14:00- @ES606 |
| Speaker | Keisuke Sugiura |
| Title | Toward Understanding the Origin of Asteroidal Shapes: Numerical Simulations of Planetesimal Collisions and Analysis of Shapes of Impact Outcomes |
| Abstract | Recent in-situ observations by spacecraft and light curve observations by telescopes reveal shapes of about 1,000 asteroids. About 60 percent of asteroids have the ratio between minor and major axis length less than 0.6, and thus significant fraction of asteroids have irregular shapes such as asteroid Itokawa. Irregular shapes of asteroids are supposed to be formed through collisional destruction and coalescence of planetesimals. Therefore, clarifying the relationship between impact conditions (e.g., impact angle or velocity) and shapes of collisional outcomes leads to constrain collisional environment or epoch that forms asteroidal shapes. To investigate resultant shapes of planetesimals formed through collisional destruction and reaccumulation, we developed the numerical simulation code of Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) for elastic dynamics with the fracture model (Benz and Asphaug 1995) and friction model (Jutzi 2015) to describe property of rocky material. We reproduce collisions between basaltic planetesimals with the radius of 50 km (i.e., equal-mass impacts), and vary the impact velocity from 50 m/s to 400 m/s and the impact angle from 5 degrees to 45 degrees. We totally conduct 135 simulations. After each impact simulation, shape of the largest remnant is measured. As a result, we find that shapes of the largest remnants are classified to following 5 shapes depending on the impact velocity and angle: bilobed shapes, spherical shapes, flat shapes, elongated shapes, and hemispherical shapes. We also find that equal-mass impacts form extremely irregular shapes, such as extremely flat shapes with the ratio between minor and major axis length less than 0.5 or extremely elongated shapes with the ratio between intermediate and major axis length of about 0.2. We also conduct a high-resolution simulation of catastrophic disruption using 4 million SPH particles. We reproduce an equal-mass impact of 50 km planetesimals with the impact velocity of 350 m/s and the impact angle of 15 degrees. As a result, most of remnants have spherical shapes, and bilobed shapes are also formed through coalescence of two spherical remnants. However, extremely flat or elongated shapes are not formed in catastrophic disruption. Extremely flat asteroids such as (471) Papagena and extremely elongated asteroids such as (1865) Cerberus exist in the asteroid belt. However, average impact velocity in the present asteroid belt is about 4 km/s, which is much larger than ~100 m/s. Equal-mass impacts with such high impact velocity lead to catastrophic destruction, which do not form extremely irregular shapes. Impacts with small impactors compared to targets do not result in shape deformation because such impacts tend to merely form craters. Therefore, our simulations imply that extremely flat asteroids in the asteroid belt are formed through nearly equal-mass impacts with low impact velocity in primordial environment before the formation of Jupiter. |
| Date/Room | April 27, 14:00- @ES606 |
| Speaker | Kenji Kurosaki |
| Title | The Exchange of Mass and Angular Momentum in the Impact Event of Ice Giant Planets |
| Abstract | Uranus has a tilted rotation axis, which supposed to be caused by a giant impact. In general, an impact event also changes the internal compositional distributions and causes mass ejection from the planets, which may provide the origin of satellites. Previous studies of the impact simulation of Uranus investigated the resultant angular momentum and the ejected mass distribution. However, the effect of changing the initial condition of the thermal and compositional structure is not studied. Here we perform hydrodynamics simulations for the impact events of Uranus-size ice giants composed of water core surrounded by a hydrogen envelope using the smoothed particle hydrodynamics. In this talk, we discuss the efficiency of angular momentum transport and the amount of the ejected mass and a analytical model to explain the outcomes of numerical simulation. |
| Date/Room | April 20, 13:00- @ES606 |
| Speaker | Yoshiaki Misugi |
| Title | 分子雲コアの角運動量の起源について |
| Abstract | 星は分子雲コアが重力収縮することによって生まれることがわかっているため、生まれる星が単独星か多重星になるかは分子雲コアの初期条件に依存しているはずである (e.g., Machida et al. 2008)。その初期条件の一つである分子雲コアの角運動量はその後の星形成過程にとって重要であるが、分子雲コアが角運動量を得る機構については詳しく研究されていない。一方で近年の Herschel 宇宙望遠鏡による観測によって、分子雲コアはフィラメント状の分子雲に沿って分布していることが明らかになった (André et al. 2010)。分子雲コアはこのフィラメント内のガスからできると考えられるので、分子雲コアの角運動量の起源を考える際には、フィラメント内にどのような速度場が存在しているのかが重要となる。しかしフィラメント内の速度場は亜（遷）音速であることが観測よりわかっているが、3次元的速度構造は明らかになっていない。そこで本研究ではまず簡単のため、速度場として乱流を仮定することにより、フィラメント領域内に乱流速度場を数値的に作った。そしてある長さ内の領域が重力的に崩壊しコアになるとして、その領域内の角運動量を見積もった。今回の発表では、その結果を分子雲コアの角運動量の観測結果と比較することにより、フィラメント内の速度場について議論する。 |
| Date/Room | April 20, 17:00- @ES606 |
| Speaker | Daisei Abe |
| Title | ガンマ線バーストの逆行衝撃波からの残光放射 |
| Abstract | GRB（ガンマ線バースト）とは、1日1回程度の頻度でガンマ線が約0.01~300秒観測される爆発現象である。それは実験室系から見て超相対論的な速度を持ったジェットで、我々から宇宙論的距離だけ離れた場所で発生する。ジェットの発生機構および放射機構の解明は現代宇宙物理学における重要課題の一つになっている。 近年、GRB発生後すぐに減光するために観測が難しかった逆行衝撃波（RS:リバースショック）が特に電波帯域で追観測されるようになってきた。放射過程はシンクロトロン放射と考えられている。RS放射の理論モデルと観測との比較によって、イジェクタのローレンツ因子やプラズマ・ベータ（＝磁気圧とガス圧の比）などの情報を抜き出すことができる。これを知ることでGRBのジェット生成機構に迫ることができるかもしれない。 我々はライトカーブを導出するための流体力学変数の時間変化やシンクロトロン放射のスペクトルを導出をした。そして実際に観測と比較するためにRS放射のライトカーブの導出をした。本発表ではライトカーブ導出の解説と実際の観測との比較をする。 |
| Date/Room | April 20, 18:00- @ES606 |
| Speaker | Yuta Nakanishi |
| Title | 超小型衛星に搭載する中性子、ガンマ線の検出器の開発およびその性能評価 (太陽中性子とその観測意義) |
| Abstract | 太陽フレアに関連して生成される中性子(太陽中性子)を観測する意義をまず述べ、これまで行われてきた地上と宇宙空間での観測について簡単に紹介する。それからイオンの加速機構モデルを用いて、衛星に到来する太陽中性子のエネルギースペクトルの概算を行った。 |
| Date/Room | April 13, 14:00- @ES606 |
| Speaker | Tsuyoshi Inoue |
| Title | Formations of shock wave and stars |
| Abstract | Shock waves are quite ubiquitous in molecular clouds because supersonic turbulence is commonly observed. In this seminar, I start my talk from very basic physics about how a shock wave is formed in a compressive fluid. Then I talk about what happen when a shock wave propagates in a molecular cloud. I show that the shock compression of molecular cloud leads to a formation of filamentary dense object where stars can be formed. |
| Date/Room | April 13, 15:00- @ES606 |
| Speaker | Hiroshi Kobayashi |
| Title | Gas giant planet formation |
| Abstract | Gas giant planets such as Jupiter, Saturn, and massive exoplanets are formed in protoplanetary disks. In the core-accretion scenario, once solid cores grow to ~5 Earth masses, planetary atmospheres that Mars sized or larger solid cores acquire becomes too massive to keep hydrostatic states, resulting in rapid gas accretion to form gas giants. However, the formation of massive cores includes difficulties. I will talk about our finding to overcome the difficulties. |
| Date/Room | April 6, 10:30- @ES606 |
| Speaker | Shu-ichiro Inutsuka |
| Title | Various Aspects of Gravitational Instability |