Ta-Lab Colloquium
(LAST UPDATE on 29-March-2019)
Next Talk
Schedule for 2019
| April |
5 |
Shu-ichiro Inutsuka |
|
11 |
Tsuyoshi Inoue |
|
|
Hiroshi Kobayashi |
|
18 |
Yuri Fujii |
|
19 |
Kenji Kurosaki |
|
25 |
Ryosuke Tominaga |
|
26 |
Kensuke Kakiuchi |
| May |
9 |
Ryunosuke Maeda |
|
10 |
Daisei Abe |
|
16 |
Shu-ichiro Inutsuka |
|
17 |
Yuta Nakanishi |
|
31 |
Yoshiaki Misugi |
| June |
6 |
Naoki Nishida |
| July |
11 |
Hiroki Nakatsugawa |
|
17 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
Previous Talks
| Date/Room |
July 11, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Hiroki Nakatsugawa
|
| Title |
低金属環境における超音速星間乱流
|
Abstract |
Koyama & Inutsuka (2002)で行われた加熱冷却を考慮した現実的な星間媒質の2次元流体シミュレーションで は、衝撃波圧縮を受けた星間媒質内に多数の低温高密度のクランプが形成されることが示された。形成された低温高密度な分子雲クランプは自身の音速に対しては超音速で高温低密度領域の中を動き回る特殊な乱流状態を形 成する。乱流自体は上流に非一様性があれば衝撃波面で自然に生成されるが (e.g., Inoue et al. 2013)、それがなぜ上述の ”超音速状態 ”に遷移するのかは未だ明確に理解されていない。衝撃波下流では冷却によって音速が低 下することが重要であるが、それだけでは乱流の起源とはなり得ないことは明らかである。
冷却が効かない断熱ガス中の衝撃波伝搬のシミュレーションによると乱流の速度分散は亜音速にとどまること が知られている(Inoue et.al 2013)。加熱機構は星間ダストによる光電加熱,高温低密度領域における冷却は水素原 子の Ly − α 輝線の放射が主であるが、低温高密度領域における冷却の機構は炭素をはじめとする金属原子の微細 構造輝線が主であり、低温高密度領域において冷却がどの程度効くのかは金属量に依存する。ところが、Koyama & Inutsuka (2002) や Inoue & Inutsuka (2012) をはじめとした超音乱流分子雲の形成シミュレーションは太陽近傍の金属量で行われたものがほとんどであり、金属量を変えて行われたものはほぼない。
そこで本研究では、金属元素による加熱冷却を考慮した流体力学シミュレーションを行い金属量と超音速乱流 の関係を調べた。その結果、金属量に反比例して乱流の成長に時間が掛かるということ、熱的不安定性で生じた 高密度クランプと衝撃波面の相互作用によって速度分散が超音速となるということがわかってきた。本講演では 流体力学シミュレーションの結果を紹介し、星間乱流の起源や性質について議論する。
|
| Date/Room |
June 6, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Naoki Nishida
|
| Title |
超高温プラズマ-低温ガス間相互作用の運動論的解析
|
Abstract |
大質量星が超新星爆発を起こすと,超音速で吹き飛ばされた大質量星の外層が周囲の星間媒質(Interstellar Medium; ISM)と衝突して衝撃波を発生させる.この衝撃波がISMを掃き集めて加熱することで,超新星残骸（Supernova Remnant; SNR）と呼ばれる超高温の天体が形成される.SNRが星間空間に与えるエネルギーは非常に高く,SNRと周囲のISMとの相互作用の理解は重要である.
観測されているSNRの一つにかに星雲がある.かに星雲は中心にパルサーを持つことが知られており,その影響で内部は10TeV(~10＾18K)にも及ぶ超高温のプラズマで満たされている.このSNRとISMの相互作用については未だ不明瞭な点が多いが,近年の観測で,かに星雲の超高温の領域は多数の水素分子雲(輝線温度~2800K)に接触していることが示唆された(Loh et al., 2011).しかしながらその相互作用の詳細な物理過程は未解明であり、特に高温プラズマと接触している分子雲の解離を防ぐ機構やプラズマから分子雲への熱伝導についての理解は不十分である(C. T. Richardson et al., 2013).
そこで本研究では,高温プラズマと低温分子雲との相互作用を流体近似せず分子運動論を用いて厳密に解析し,かに星雲での観測の再現を通してプラズマ-低温ガス間の散逸現象について詳しく理解することを目標とする.具体的には,プラズマやガスの構成粒子の速度分布関数の時間発展を解析的あるいは数値シミュレーションを用いて追跡し,プラズマ-ガス間の熱伝導係数などの導出や,実際の緩和状態の遷移の再現を試みる.ここで得た結果は宇宙に普遍的に存在するプラズマ-ガス間相互作用に応用することが可能である.
|
| Date/Room |
May 31, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yoshiaki Misugi
|
| Title |
An origin and evolution of the angular momentum of molecular cloud cores
|
Abstract |
The angular momentum (AM) of a molecular cloud core plays a key role in star formation, since it is directly related to the outflow and the jet emanating from the new-born star and it eventually results in the formation of the protoplanetary disk. However, the origin of the core rotation and its time evolution are not well understood. Recent observations reveal that molecular clouds exhibit a ubiquity of filamentary structures and that star forming cores are associated with the densest filaments. Since these results suggest that dense cores form primarily in filaments, the mechanism of core formation from filament fragmentation should explain the distribution of the AM of these cores. In this talk, I first show that the filament fragmentation theory can explain the observed AM of cores. Then, we mention the inclination between a filament axis and a rotational axis of a core predicted from our theory. We also discuss the star-disk misalignment system using the simple model. Finally, we show the progress of SPH simulation for time evolution of the core mass function and the AM of cores.
|
| Date/Room |
May 17, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yuta Nakanishi
|
| Title |
超新星爆発による過電離プラズマ形成の理論的研究
|
Abstract |
恒星が超新星爆発を起こすと、その外層が超音速で飛び出し周囲の星間媒質(Interstellar Medium; ISM)の中に衝撃波が生じる。この衝撃波がISMを掃き集め、加熱することで超新星残骸(Supernova Remnant; SNR)という超高温の天体が形成される。SNR衝撃波(以下、単に衝撃波)が星間空間に与えるエネルギーは大きく、衝撃波とISMとの相互作用は非常に重要である。近年のガンマ線観測により衝撃波と分子雲が衝突しているという観測的示唆が得られている(Abdo et al 2009)。しかし、温度や密度が数桁も空間的に変化するような現実的なISM中での衝撃波の伝搬に関する理論的研究は極めて不十分である。
そこで本研究では衝撃波と分子雲の衝突現象を詳細に調べるため、衝撃波後面の高温プラズマのX線観測によって発見されている過電離プラズマに着目した(Kawasaki et al 2002)。過電離プラズマとは、電離度が平衡状態より高くなっている電離非平衡プラズマである。この形成要因の一つとして、高温プラズマと分子雲の衝突による熱伝導冷却が提案されている(Matsumura et al 2017)。しかし、ほぼ無衝突プラズマとして近似されるSNR中の高温プラズマと分子雲の衝突により過電離プラズマが形成可能であることはあまり調べられていない。逆にこの現象を理論的に示すことができれば、ガンマ線に加えX線観測でも衝撃波と分子雲が実際に衝突していること自体を証明することになる。
本コロキウムでは衝撃波と分子雲の相互作用を解明するための第一段階として、SNRとHⅠガスの衝突を解くための1次元3流体シミュレーションを実行した。
|
| Date/Room |
May 16, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
|
| Title |
The Physics in the Formation of Protostars and Protoplanetary Disks
|
Abstract |
I will give an introductory lecture about star formation in our Galaxy. I will focus on the physics of gravitational collapse of a dense molecular cloud core and the resulting formation of a protostar and a protoplanetary disk.
|
| Date/Room |
May 10, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Daisei Abe
|
| Title |
分子雲中におけるフィラメント形成と星形成効率
|
Abstract |
近年の観測の進展によって星形成は分子雲中のフィラメント（線状で高密度な領域）で行われることがわかったため(Andre et al. 2010)、分子雲中でどのようにしてフィラメントが形成されるのか、そしてどのようなときに星形成が開始されるのかを解明する必要がある。Inoue & Fukui (2013) では高解像度シミュレーションを用いることで、分子雲が衝撃波に圧縮されるという一般的に起こりうる現象からフィラメントが形成されることを発見した。
フィラメントのような高密度ガスの観測から、高密度ガスが星に転換されるタイムスケールを算出することができるが、そのタイムスケールは 20 Myr である(Lada et al. 2010)。同様に銀河スケールでガスが星に転換されるタイムスケールを算出することができ、そのタイムスケールは 1 Gyr である。つまりこれらのタイムスケールの差異を説明するには 20 Myr / 1 Gyr = 0.02 であるから銀河中に高密度ガスが 2% 存在すれば良い。私はこのタイムスケールの差異を説明し、銀河スケールの星形成則と分子雲スケールの星形成則の統一シナリオの構築を目指している。
本研究では分子雲-衝撃波間の相互作用を模擬するように、分子ガス衝突の3次元等温理想MHDシミュレーションを実行した。そして形成された高密度ガス(フィラメント)の質量や星の質量を求め、衝撃波が分子雲を掃いたときガスがどのような割合でフィラメントや星に分配されるかを調べた。
本研究の結果として、ガス流入し続けて分子ガスを衝突させるセットアップでは、大質量星形成領域のような激しい星形成モードと整合的な結果を得た。また、ガス流入せずに計算領域内のガスを衝突させるセットアップではフィラメント形成がほとんど見られなかった。
|
| Date/Room |
May 9, 14:00 @ES606 |
| 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
|
Abstract |
銀河スケールにおける最大の星形成の要因は、Young Massive Cluster(YMC) と呼ばれる星団の形成である。
ここでYMCとは質量が大きく若い(M > 10^4 M_{sun} ; t_{age} < 100 Myr)星団を指す。
YMC の形成機構はその重要性とは裏腹に長年謎に包まれていたが、近年の観測で中性水素ガスの衝突による星団形成の可能性が示唆された(Fukui et al. 2017)。
本研究では上記のYMC形成シナリオの理論的な側面を、自己重力・加熱冷却入りのMHDシミュレーションを行うことで検証する。今回はその理解の第一段階として"衝撃波で圧縮された領域は自己重力で束縛されたガス塊を作ることが可能か?"ということについて検証を行った。シミュレーションの結果、実際に(M 〜 10^4 M_{sun} , L 〜 4 pc)程度のcluster forming coreが衝撃波後面で形成可能であることがわかった。また、ごく最近になってFukui et al. (2017) をフォローアップした星団形成の観測(Tsuge et al.2019)が報告されてきているが、そういった観測にも本研究のモデルは応用できるものと考えている。
|
| Date/Room |
April 26, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
|
| Title |
Magnetic activity in the Galactic center region including thermal evolution
|
Abstract |
We investigated roles of the magnetic field on the gas dynamics in the Galactic center region by magnetohydrodynamics simulation. We solve an energy equation with taking into account external heating and cooling to investigate thermal evolution. In this report we discuss how the thermal evolution plays a role in the amplification of magnetic field and consequent magnetic activity.
|
| Date/Room |
April 25, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Ryosuke Tominaga
|
| Title |
Various dust-gas instabilities in protoplanetary disks
|
Abstract |
A protoplanetary disk is the birth place of planets. Recent observations with ALMA have revealed that some protoplanetary disks have multiple ring-like structures.
We have proposed a scenario that the (non-)linear growth of two dust-gas instabilities results in such multiple ring structures.
In this colloquium, I will discuss the physical properties of those instabilities and report our preliminary results of non-linear simulations.
I will also review another kind of the dust-gas instability called “Resonant Drag Instability (RDI)” (e.g., Squire & Hopkins 2018).
The RDI is a generic dust-gas instabilities and expected to grow faster than the previously proposed dust driven instabilities in dust-poor regions.
I’m planning to give the physical interpretation of RDIs and the streaming instability, which is regarded as one of the RDIs.
|
| Date/Room |
April 19, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kenji Kurosaki
|
| Title |
Obliquity variation by a giant impact on rotating planets
|
Abstract |
Planets have its own obliquity, which leave traces of their formation histories. Especially, Uranus in our solar system has been tilted by an impact event. Here I reproduce the Uranus's obliquity due to an impact by use of the Smoothed Particle Hydrodynamic simulation. I discuss the ice giant's initial condition that reproduce present observations.
|
| Date/Room |
April 18, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yuri Fujii
|
| Title |
Gaseous disk and moons around gas giants
|
Abstract |
In protoplanetary disks, gas around a sufficiently massive planet is thought to form a circumplanetary gaseous disk instead of falling directly onto the planet. Regular satellites such as Galilean moons of Jupiter are thought to form in circumplanetary disks. I will briefly review satellite formation scenarios and the state-of-the-art (radiation/magneto-) hydrodynamic simulations before introducing our own simulation results.
|
| Date/Room |
April 11, 15:00 @ES640 |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi
|
| Title |
惑星形成と円盤進化
|
Abstract |
原始惑星系円盤の中での惑星形成について私の最新の研究について紹介する．
また，円盤進化に伴い惑星形成がどのような影響を受けるかについても紹介する．
|
| Date/Room |
April 11, 9:30 @ES606 |
| Speaker |
Tsuyoshi Inoue
|
| Title |
超新星残骸からのガンマ線スペクトル
|
| Date/Room |
April 5, 13:30 @ES606 |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
|
| Title |
|