Ta-Lab Colloquium
(LAST UPDATE on 15-April-2020)
Next Talk
Schedule for 2020
| April |
15 |
Shu-ichiro Inutsuka |
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22 |
Tsuyoshi Inoue |
| May |
13 |
Hiroshi Kobayashi |
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20 |
Yuri Fujii |
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27 |
Kenji Kurosaki |
| June |
3 |
Jiro Shimoda |
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10 |
Kensuke Kakiuchi |
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24 |
Daisuke Yoshida |
| July |
1 |
Shogo Nishino |
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8 |
Kousuke Kawai |
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22 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
| Oct |
8 |
Yoshiaki Misugi |
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15 |
Daisei Abe |
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23 |
Ryunosuke Maeda |
| Nov |
4 |
Kensuke Kakiuchi |
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5 |
Ryosuke Tominaga |
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19 |
Daisuke Yoshida |
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26 |
Shogo Nishino |
| Dec |
9 |
Interim report for graduation thesis |
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10 |
Kosuke Kawai |
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11 |
Gabriel Rigon |
| Jan |
14 |
Ryosuke Tominaga |
| Feb |
3, 4 |
Rehearsal for master thesis defense |
Previous Talks
| Date/Room |
April 15, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
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| Title |
An Origin of Misaligned Planets: Angular Momentum Accretion in Star Formation Process
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Abstract |
I try to explain the primordial origin of misalignment between planet’s orbit and host star’s rotation from the context of the disk formation. Theoretical and observational investigations have provided convincing evidence for the formation of molecular cloud cores by the gravitational fragmentation of filamentary molecular clouds, which has important implication for the origin of the stellar initial mass function. On the other hand, the size and total angular momentum of a protoplanetary disk are supposed to be related directly to the rotational property of the parental molecular cloud core where the central protostar and surrounding disk are born. Our recent analysis concludes that mass function and angular momentum distribution of molecular cloud core are the natural outcome of transonic turbulence with Kolmogorov spectrum in parental filamentary molecular clouds. The implication of this identification is non-homogeneous angular momentum distribution inside a molecular cloud core. The actual angular momentum accretion onto a young stellar object in the core should create misalignment of disk surrounding the star. We show the probability distribution of the misalignment as a function of disk mass. This finding may explain the origin of misaligned planets created in those disks.
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| Date/Room |
April 22, 14:00 zoom |
| Speaker |
Tsuyoshi Inoue
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| Title |
Magnetic Field Amplification by Bell's Cosmic-ray Streaming Instability in Supernova Remnants
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Abstract |
Supernova remnants (SNRs) are believed to be the accelerators of cosmic-rays up to PeV (10^15 eV) or even more. However, in order to accelerate the cosmic-rays to PeV by the diffusive shock acceleration mechanism, magnetic field amplification is necessary. The Bell's cosmic-ray streaming instability (Bell 2004) is the most promising mechanism for the acceleration. Due to huge scale gap between the Bell instability and the SNRs, it has been very difficult to study particle acceleration under realistic conditions by numerical simulations. In this talk, using a novel method developed by Inoue (2009), we show for the first time that the Bell instability mediate cosmic-ray acceleration successfully energize cosmic-rays more than PeV at the supernova shock propagating in the dense circum stellar medium created by a stellar wind. We also discuss possibility of the spectral modulation of hadronic gamma-rays by the Bell instability from young SNRs interacting with molecular clouds.
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| Date/Room |
May 13, 14:00 zoom |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi
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| Title |
Collisional Growth from Dust to Planets
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Abstract |
Planets are believed to be form in a protoplanetary disk, which is a by-produce of star formation. Starting from sub-micron dust grains in the disk, collisional evolution results in 10,000km-sized planets like the Earth. The collisional growth therefore occurs by more than 40 orders of magnitude. This problem is not simply talked by computational simulations. Tanks to the thorough development of the code, I can treat the collisional evolution consistently from dust to planets. I will introduce the result of simulations. In addition, the simulations show that the growth of dust forms a ring-like structure in the radio images of protoplanetary disks. The dust growth may explain the radial brightness peaks in YSOs obtained from ALMA observational data.
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| Date/Room |
May 20, 14:00 zoom |
| Speaker |
Yuri Fujii
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| Title |
Formation of single-moon systems around gas giants
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Abstract |
Large moons, such as Io, Europa, Ganymede, and Callisto around Jupiter and Titan around Saturn, are thought to be born in gaseous disks around the planets, so-ccalled circumplanetary disks. Satellites formed in a disk are subject to migrate toward the central planet in many cases, and making a single-moon system is known to be more difficult than multiple-moon or moonless systems. We aim to find a way to form a system with a single large moon, such as Titan around Saturn. The direction and speed of the satellite migration depends on the properties of disks. We modeled dissipating circumplanetary disks with taking the effect of temperature structures into account and calculated the orbital evolution of Titan-mass satellites in the final evolution stage of various circumplanetary disks. We also performed N-body simulations of systems that initially had multiple satellites to see whether single-moon systems remained at the end. The radial slope of the disk-temperature structure characterized by the dust opacity produces a patch of orbits in which the Titan-mass moons cease inward migration and even migrate outward in a certain range of the disk viscosity. The patch assists moons initially located in the outer orbits to remain in the disk, while those in the inner orbits fall onto the planet. We demonstrated the formation of satellite systems around gas giants with only one large moon for the first time.
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| Date/Room |
May 27, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kenji Kurosaki
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| Title |
Toward the understanding of the scaling law of the atmospheric loss induced by the giant impact
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Abstract |
The planet formed in the proto-planetary disk possesses an atmosphere originated from the disk gas, which we call it the primordial atmosphere. During the later stages of planet formation, large-scale impacts between planets occur, which change the internal and atmospheric structures of the planets. Especially on Earth, it has been pointed out that the primordial atmosphere is lost due to impacts and the atmospheric composition may be altered. Since the planetary atmosphere is important factor in the characterization of planets, the relationship between planetary atmospheres and impact events is important for exploring the origin of rocky planet formation and the diversity of their atmospheres.
In this talk, I focus on the atmospheric loss induced by the giant impact. To investigate the impact of the planet composed of a rocky core surrounded by a hydrogen atmosphere, I performed the smoothed particle hydrodynamic simulation. Here I investigated the planet whose mass fraction of the atmosphere is 10-30% by mass, which is more massive atmosphere than previous studies (e.g., Genda & Abe2003, Stweart et al. 2014, Kegerregies et al. 2020) that considered the planetary atmosphere less than 10% by mass. I will discuss a new scaling law between the specific impact energy and the retained atmospheric mass.
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| Date/Room |
June 3, 14:00 zoom |
| Speaker |
Jiro Shimoda
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| Title |
Basic reviews on Galactic cosmic-ray origin
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Abstract |
Cosmic-rays (CRs) are charged, energetic particles with an energy ~GeV - ~0.1 ZeV.
Their origin and their roles in astrophysics are long standing problems. In this talk, we
briefly review on their Galactic origin (for up to ~3 PeV) and recent related issues: ionization
rate of molecular clouds by CRs, and the gamma-ray paradigm in supernova remnants.
For revealing the acceleration physics of CRs in supernova remnant shocks, which are one of the
best candidates of Galactic CRs, we suggest tests by the polarimetry of Hα. When the CRs are
accelerated efficiently (inefficiently) in the shocks, the linear polarization "direction" of Hα becomes
parallel (perpendicular) to the shock velocity direction.
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| Date/Room |
June 10, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
magnetic activity in the galactic center region
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Abstract |
The Galactic center is still an enigmatic region of the Galaxy, which
includes a dense stellar system as well as the massive interstellar
medium (ISM) consisting of molecular gas. We investigated roles of the
magnetic field on the gas dynamics in the Galactic center region by
magnetohydrodynamics simulation. We solved an energy equation with
taking into account external heating and cooling to investigate thermal
evolution. In this talk we briefly report the simulation results with
thermal evolution and discuss consequent magnetic activity.
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| Date/Room |
June 24, 14:00 zoom |
| Speaker |
Daisuke Yoshida
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| Title |
深層学習を用いた天文データ解析：分子雲コアの同定及び解析
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Abstract |
星は分子雲中の分子雲コアという高密度領域が重力的に収縮することで形成されると考えられており、星の質量毎の形成頻度分布である星の初期質量関数 (IMF) と分子雲コアの質量分布関数 (CMF) の類似性が観測的に指摘され議論されている。
しかし、CMFの大質量側のデータが不足しており、大質量星形成の理解の妨げになっている。この問題点の解決のために、以下の二点を解決する必要がある。
観測データの領域を広げ、観測できるコアの個数を増やすこと
従来の分子雲コア解析手法は解像度やS/N比が一定とみなせる領域の解析を想定しており、広域データの解析には不向きであるため、新手法の開発が求められること。
これらを踏まえ、我々は深層学習を用いた新手法を開発し、FUGINという大規模電波マップに応用することで大質量コアの観測数を増やすことにした。
本発表では 、OrionA 領域を用いて深層学習のコード開発と性能テストの報告を行い、性能のさらなる向上に取り組みについて議論する。
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| Date/Room |
July 1, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shogo Nishino
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| Title |
数値計算を用いた宇宙線加速に向けたテスト計算とその応用
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Abstract |
宇宙線には10^20eV以上にも及ぶ高エネルギーな粒子が存在し、そのスペクトルはベキ型分布をしている。knee energyと呼ばれる3PeV程度でベキ指数が変化しており、knee energy以下のエネルギーの宇宙線は銀河内の超新星残骸で衝撃波を往復することで加速されると考えられている。そのような加速機構は衝撃波フェルミ機構と呼ばれている。しかし、銀河内の磁場強度では衝撃波フェルミ機構で宇宙線がknee energyに到達できないことが知られている。そこで、Bell不安定と呼ばれる磁場を増幅する機構が提唱されてる(Bell 2004)。実際にBell不安定の効果を考えることでknee energyを実現できるかどうか確かめるためには、MHD方程式と移流拡散方程式を同時に解く必要がある。そのような計算が行えるコードにInoue(2019)で開発されたコードがある。ただし、Inoue(2019)ではBell不安定自体は扱っていたが、衝撃波での粒子加速は扱っておらず、それらを同時に計算していなかった。Inoue(2019)で開発されたコードを衝撃波での粒子加速に適用することでBell不安定の効果を入れた粒子加速のシミュレーションができると考えられるが、実際に計算可能かはテスト計算で確かめる必要がある。本発表ではテスト計算の結果について発表する。またBell不安定に加えて、宇宙線圧力による背景流体へのフィードバックも、衝撃波近傍の物理量を変化させることで宇宙線の加速効率に影響を与えると考えられている。実際にどう宇宙線加速に影響するかについても本発表で議論する。
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| Date/Room |
July 15, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kousuke Kawai
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| Title |
惑星形成における衝突破壊の重要性と衝突計算に向けて
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Abstract |
惑星は固体天体が衝突をくり返し成長することで形成される．惑星形成最終期では，原始惑星は微惑星を集積し成長する．そのとき原始惑星の強い重力散乱により微惑星の衝突速度は大きくなる．その結果，微惑星同士が衝突することにより，破壊が起こる．様々なサイズの微惑星同士の衝突・破壊が次々に生じる衝突カスケードが起きることで小さな破片が生成され，それらも衝突・破壊を繰り返すことで更に小さな破片が生じる(Tanaka et al. 1996)．この衝突・破壊により小さくなった破片は円盤中のガスの抵抗を強く受け，角運動量を失って中心星方向へと落下する．衝突・破壊により固体物質が内側の惑星へ供給される．また実際中心星へ落下することにより固体物質が枯渇し，原始惑星の成長の阻害も生じる．この効果は惑星が火星程度になると起こるため，惑星形成の理解に非常に重要である．
そこで私は破壊物理の理解を深めるために，数値計算を用いて固体天体の衝突による破壊現象をシミュレーションする．本講演では，研究手法の紹介や研究経過およびテスト計算結果について議論したい．
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| Date/Room |
Oct 8, 14:00 zoom |
| Speaker |
Yoshiaki Misugi
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| Title |
An origin and evolution of the angular momentum of molecular cloud cores
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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. We perform three-dimensional hydrodynamical simulation to investigate the detail evolution of core AM in the filamentary molecular cloud. In this talk, we will show the simulation results and discuss the time evolution of core AM.
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| Date/Room |
Oct 15, 14:00 zoom |
| Speaker |
Daisei Abe
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| Title |
Classification of Filament Formation Mechanisms in Magnetized Molecular Clouds
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Abstract |
Recent observations of molecular clouds show that dense filamentary structures are the sites of present-day star formation.Thus, it is necessary to comprehend the filament formation process because these filaments provide the initial condition for star formation.Theoretical research suggests that shock waves in molecular clouds trigger filament formation.Because several different mechanisms have been proposed in these studies, the formation mechanism of the observed star-forming filaments requires clarification.In the present study, we perform a series of isothermal magnetohydrodynamics simulations of filament formation.We focus on the influences of shock velocity and turbulence on the formation mechanism.The results indicate that when the shock is fast, at shock velocity v_sh = 7 km s^{-1}, the gas flows driven by the curved shock wave create filaments irrespective of the presence of turbulence and self-gravity.However, at a slow shock velocity v_sh = 2.5 km s^{-1}, the compressive flow component involved in the initial turbulence induces filament formation.When both the shock velocities and turbulence are low, the self-gravity in the shock-compressed sheet becomes important for filament formation.Moreover, we analyze the line-mass distribution of the simulated filaments and show that a strong shock wave is required to form high-line-mass filaments such as those observed in the massive star-forming regions.We conclude that the dominant filament formation mode changes with the shock velocity triggering the filament formation.
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| Date/Room |
Oct 23, 16:30 zoom |
| Speaker |
Ryunosuke Maeda
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| Title |
Formation of Massive Star Clusters by Fast HI Gas Collision
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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. The typical mass and radius of YMCs are M ~ 10^4 M_sun and R ~ 1 pc, respectively, 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 with a velocity of ~ 100 km s^-1, which is the typical velocity of the galaxy-galaxy interaction. In this study, we examine whether the fast HI gas collision triggers YMC formation using three dimensional magnetohydrodynamics simulations, which includes the effects of self-gravity, radiative cooling/heating, and chemistry. We demonstrate 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. Our results show that the YMC precursors are formed by the global gravitational collapse of molecular clouds, and YMCs can be formed even in low-metal environments, such as the Magellanic clouds. Additionally, the very massive YMC precursor cloud, with M >10^5 M_sun, can be created when we consider the fast collision of HI clouds, which may explain the origin of the very massive stellar cluster R136 system in the Large Magellanic Cloud.
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| Date/Room |
Nov 4, 16:00 zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
Magnetic activity in the galactic center region with thermal evolution
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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.
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| Date/Room |
Nov 5, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryosuke Tominaga
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| Title |
Coagulation instability in protoplanetary disks
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Abstract |
Planetesimal formation is the first step in a planet-forming process. Dust growth to planetesimals faces some barriers, including radial drift and fragmentation barriers.
Dust-gas instabilities are a possible way to form planetesimals beyond those barriers. One instability is streaming instability, which locally concentrates dust grains and triggers gravitational instability (GI) of dust clumps. Another instability is secular GI. Secular GI can grow even in self-gravitationally stable disks, and concentrate dust grains at spatial scales comparable to gas scale height. For those instabilities to operate in disks, dust-to-gas ratio of large dust grains (e.g., ~mm-cm size) should become larger than ISM-values (0.01). However, bottom-up dust coagulation is known to decrease dust surface density unless dust grains are supplied from a surrounding envelope. Therefore, some mechanisms to re-accumulate large dust grains are necessary. We present an instability triggered by coagulation itself. The instability called ``coagulation instability”) can grow at tens orbital timescales even when dust-to-gas ratio is of the order of 10^-3. In this colloquium, I will discuss the properties of coagulation instability obtained from linear analyses and simulations.
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| Date/Room |
Nov 19, 14:00 zoom |
| Speaker |
Daisuke Yoshida
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| Title |
Coagulation instability in protoplanetary disks
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Abstract |
星は分子雲中の分子雲コアという高密度領域が重力的に収縮することで形成されると考えられており、星の質量毎の形成頻度分布である星の初期質量関数 (IMF) と分子雲コアの質量分布関数 (CMF) の類似性が観測的に指摘され議論されている。
しかし、CMFの大質量側のデータが不足しており、大質量星形成の理解の妨げになっている。この問題点の解決のために、以下の二点を解決する必要がある。
観測データの領域を広げ、観測できるコアの個数を増やすこと
従来の分子雲コア解析手法は解像度やS/N比が一定とみなせる領域の解析を想定しており、広域データの解析には不向き
これらを踏まえ、我々は深層学習を用いた諸手法をコア解析に応用する研究に取り組んでいる。
本発表では 、OrionA 領域を用いて深層学習のコード開発および性能テストの報告を行い、有用性について議論していきたい。
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| Date/Room |
Nov 26, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shogo Nishino
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| Title |
現実的宇宙線加速シミュレーションコードの開発と宇宙線加速が衝撃波に与える影響 |
Abstract |
宇宙線には10^20eV以上にも及ぶ高エネルギーな粒子が存在し、そのスペクトルはベキ型分布をしている。knee energyと呼ばれる3PeV程度でベキ指数が変化しており、knee energy以下のエネルギーの宇宙線は銀河内の超新星残骸で衝撃波を往復することで加速されると考えられている。そのような加速機構は衝撃波フェルミ機構と呼ばれている。しかし、銀河内の磁場強度では衝撃波フェルミ機構で宇宙線がknee energyに到達できないことが知られている。そこで、Bell不安定と呼ばれる磁場を増幅する機構が提唱されてる(Bell 2004)。実際にBell不安定の効果を考えることでknee energyを実現できるかどうか確かめるためには、MHD方程式と移流拡散方程式を同時に解く必要がある。そのような計算が行えるコードにInoue(2019)で開発されたコードがある。ただし、Inoue(2019)ではBell不安定自体は扱っていたが、衝撃波での粒子加速は扱っておらず、それらを同時に計算していなかった。Inoue(2019)で開発されたコードを衝撃波での粒子加速に適用することでBell不安定の効果を入れた粒子加速のシミュレーションができると考えられるが、実際に計算可能かはテスト計算で確かめる必要がある。本発表ではテスト計算の結果について発表する。またBell不安定に加えて、宇宙線圧力による背景流体へのフィードバックも、衝撃波近傍の物理量を変化させることで宇宙線の加速効率に影響を与えると考えられている。実際にどう宇宙線加速に影響するかについて数値計算した結果についても発表する。
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| Date/Room |
Dec 10, 14:00 zoom |
| Speaker |
Kousuke Kawai
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| Title |
地球形成を特徴付ける衝突シミュレーションと衝突モデルの構築 |
Abstract |
惑星は固体天体が衝突をくり返し成長することで形成される．惑星形成後期では，原始惑星間の巨大衝突により固体惑星や巨大ガス惑星の固体核が形成される．さらに巨大衝突により生じる破片が形成された原始惑星に重力散乱することで、原始惑星自体の離心率や軌道傾斜角が抑えられ，軌道に大きな影響を与える(e.g., O’Brien et al. 2006; Morishima et al. 2010; Kobayashi et al, 2019)．また観測されている太陽系外の暖かいデブリ円盤はこの巨大衝突が起こる段階であると考えられており(Genda et al. 2015)，このため，衝突によってどのような破片がどれだけ生じるかを調べることは重要である. これまでの研究では解像度が低かったり，破壊で生じた破片の内最大なものしか着目して来ず(e.g., Genda et al. 2012)，破片の分布には着目してこなかった．従ってこのような原始惑星の衝突計算を行えるような計算コードを開発し，衝突によりどれだけの破片が生じるか調べる．今回は研究手法と開発した計算コードによる計算結果と現時点での解析結果について発表する.
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| Date/Room |
Dec 11, 15:30 zoom |
| Speaker |
Gabriel Rigon
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| Title |
Hydrodynamic Instabilities: Application to laboratory astrophysics and high-resolution X-ray diagnostics |
Abstract |
The development of high-power laser, during the second half of the 20th century, brought plenty of research opportunities, mainly by the creation of high-energy density (HED) systems in the laboratory. One of the resulting possibilities is the laboratory astrophysics research topic. This recently created field (beginning of the 2000s) aims to recreate, in the laboratory, conditions comparable to the one found in astrophysics.
In this context, we performed experiments pertaining to the study of Rayleigh-Taylor instability (RTI) in HED. The conditions for this interfacial hydrodynamic instability development are quite simple. Consequently RTI grows in numerous hydrodynamic systems, such as fuel compression in inertial confinement fusion or supernova remnant expansion into the interstellar medium. We performed a complete parametric study of the RTI from its early stage up to the apparition of the turbulence (some cases can be related to type Ia young SNR). One of the major results of this thesis was obtained after the development of high resolution x-ray diagnostics. It consists on the observation of turbulent spectrum down to the micron scale...
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| Date/Room |
Jan 14, 14:00 zoom |
| Speaker |
Ryosuke Tominaga
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| Title |
Dust-Gas Instabilities in Protoplanetary Disks: Toward Understanding Planetesimal Formation
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Abstract |
これまで4000個を超える惑星が太陽系外に発見されてきた．宇宙に普遍的に存在する惑星の形成過程を明らかにすることは現代科学の最重要課題の１つである．惑星形成は，星の形成に付随してその周囲に形成されるガス円盤（原始惑星系円盤）で起こる．円盤内に含まれる微量の固体微粒子（ダスト）が付着合体し最終的に惑星が形成されると考えられている．その中でキロメートルサイズの微惑星の形成が未解明であり，最重要課題の１つとして研究が行われている．
近年の高解像度電波観測によって，円盤内のダストがリング状に分布していることが明らかになった．リング構造の起源は未解明であるが微惑星・惑星形成過程との関連が示唆されている．そこで申請者は，リング形成機構の候補の１つとして提唱された永年重力不安定性に注目した．永年重力不安定性はダストとガスの相互作用が引き起こす不安定性であり，微惑星形成機構の候補としても注目されている．まず永年重力不安定性を安定化してしまうダストの乱流拡散を平均場近似に基づき再定式化した．それをもとに局所線形解析を行った結果，従来過安定モードと考えられていた永年重力不安定性は，指数関数的に単調成長するモードであるとわかった．
次に数値シミュレーションを行い永年重力不安定性の非線形成長と微惑星形成への発展可能性を調べた．永年重力不安定性の長時間発展を数値的に記述するために，ラグランジュセル法とシンプレクティック法を組み合わせた長時間流体計算法を定式化しコードを開発した．シミュレーションの結果，永年重力不安定性の非線形成長によりダストが10倍程度濃集することがわかった．ケプラー周期よりも桁で長い線形成長過程とは対照的に，非線形成長過程はケプラー周期よりも短い時間で起こり自己重力的にダストが集積することもわかった．形成された重いダストリングは自己重力的分裂を経由して微惑星形成に発展することが示唆される．一方，非線形成長に至らない場合には，ダストの密度揺らぎは内側の安定領域まで伝播して最終的に減衰するため，微惑星形成には至らないことがわかった．
最後に，初期に起こるダストの付着合体成長と永年重力不安定性による微惑星形成を繋ぐ過程を調べた．不安定性にはミリメートル以上の大きいダストが必要であり，それらは付着合体で形成される．一方，大きいダストはガス抵抗により角運動量を失い中心星に落下するため，不安定性が起きる前に枯渇してしまうことが指摘されている．そこで申請者はダストの付着合体成長自体が駆動する不安定性(coagulation instability, CI)を議論し，枯渇しつつあるダストを再集積できることを示した．CIはケプラー周期の数十倍程度で成長し，局所的にダストを再集積することで永年重力不安定性に必要なダスト面密度を達成できることがわかった．以上から，初期の付着合体成長の後に，CIと永年重力不安定性の２つの不安定性を経由して微惑星形成に至る可能性が本研究で示された．
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| Date/Room |
Feb 3, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shogo Nishino
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| Title |
現実的宇宙線加速シミュレーションコードの開発と宇宙線加速が衝撃波構造に与える影響
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Abstract |
宇宙には宇宙線と呼ばれる最大エネルギーが10^{20}eV 以上にも及ぶ高エネルギーな粒子(主に核子)が充満しており、そのスペクトルはベキ型分布をしている。
knee energyと呼ばれる3PeV程度でベキ指数が変化しており、knee energy以下のエネルギーの宇宙線は銀河内の超新星残骸に付随する衝撃波を粒子が往復することで加速されると考えられている。
そのような加速機構は衝撃波フェルミ機構と呼ばれている。しかし、銀河内の磁場強度では衝撃波フェルミ機構で宇宙線がknee energyに到達できないことが知られている。
そこで、Bell不安定と呼ばれる、衝撃波上流に逃げ出す宇宙線によって生じる電流が磁場を増幅する機構が提唱されてる。
実際にBell不安定の効果を考えることでknee energyを実現できるかどうかを確かめるためには、何桁にもわたるエネルギーの範囲で宇宙線加速を数値計算する必要がある。
先行研究において、MHD方程式と移流拡散方程式を同時に解くことでそのような計算が行われている。
先行研究では、爆発後10日程度の超新星残骸の環境下でBell不安定の効果を入れた衝撃波フェルミ加速の数値計算が行われ、その結果、宇宙線のエネルギーがknee energyに到達し得ることが示されている。
本研究では、まず先行研究で用いられていた新しいシミュレーションコードの有効性を確かめ、コードの性能の限界範囲を確認し、限界の数値的起源を明らかにした。
また、先行研究では取り入れられていなかった物理過程として、宇宙線による衝撃波の構造変化があり、宇宙線自身が衝撃波近傍の流体構造を変化させることで宇宙線の加速効率に影響を与えると考えられている。そこで、先行研究のコードを拡張することでこの宇宙線による非線形フィードバックの効果を直接シミュレーションすることで調べた。
その結果、衝撃波構造の変化がBell不安定に寄与する上流の宇宙線電流を増加させ、より効率的な磁場増幅を通して宇宙線の最大エネルギーを引き上げる可能性があることがわかった。
さらに数値計算の収束性を調べたところ、高エネルギーの宇宙線が主に衝撃波構造の変化に寄与するため、低エネルギーの宇宙線を分解できていなくても、高エネルギーの宇宙線を分解できていれば十分収束することがわかった。
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| Date/Room |
Feb 4, 10:30 zoom |
| Speaker |
Daisuke Yoshida
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| Title |
深層学習による分子雲コアの新しい同定法の開発
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Abstract |
星は星間物質や銀河といった様々なスケールの天体に影響を及ぼすため、星形成過程の解明は 宇宙研究における意義深い課題の一つである。星間空間中には分子雲と呼ばれるガス雲状の高 密度天体が存在し、その中でも特に高密度な天体を分子雲コア (以下、コア) と呼ぶ。星はコ アの重力崩壊により形成されるため、星の初期質量分布関数 (IMF) とコアの質量分布 (CMF) の関係性の理解は非常に重要である。特に、両分布の1-10M⊙ の部分には共通した冪乗分布則 が見られ、活発な議論が続いている。一方、10M⊙ 以上の大質量コアの分布はいまだに未解明 な点が多い。これは、大質量コアが稀な天体であることが要因の一つであり、大質量コアの統 計的性質の解明には広域サーベイデータの解析が求められる。しかし、分子雲毎に異なる解像 度やノイズ特性に起因する問題により、従来のコア解析手法では遠方分子雲中のコア同定が困 難であった。そこで我々は、SSD(Single Shot MultiBox Detector) 法と呼ばれる深層学習の物 体検出技術をコア同定手法へ応用する研究に着手した。
本研究では Orion-A と呼ばれる分子雲の観測アーカイブデータを使用し、深層学習手法の開 発と性能評価を行なった。その結果、高品質なデータの場合、新手法では従来と同程度のコア 同定性能をもつとわかった。さらに、解像度やシグナル強度を劣化させたデータに対しては、 従来手法をはるかに凌ぐ性能を発揮することが判明した。特に、劣化の程度にもよるが、図の ように 10M⊙ 以上では品質の悪いデータも正確に CMF を抽出可能である。深層学習が高ノイ ズでもコア抽出可能な理由として、局所的なデータの連続性に注目する従来手法と異なり、コ ア全体の分布を捉えた判定が可能な点が挙げられる。この性質により、局所的に大きなノイズ がのっても全体的な構造が壊れない限り判定できると考えられる。この結果は、領域毎に品質 が大きく異なるサーベイデータ解析に有利な手法であることを示唆しており、大質量コアの統 計的な性質の解明につながると期待できる。さらに、本研究は深層学習と天文学との融合研究 を促進するものと期待される。
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| Date/Room |
Feb 4, 13:30 zoom |
| Speaker |
Kosuke Kawai
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| Title |
地球形成を特徴付ける巨大衝突シミュレーションと衝突モデルの構築
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Abstract |
惑星形成の最後段階は，火星質量程度の原始惑星同士が衝突をくりかえし，火星の10 倍もの質量を持つ地球のような惑星が形成される(巨大衝突ステージ)．しかし原始惑星同士の巨大衝突は合体成長だけでなく破壊も同時に起こる．巨大衝突の破片の総質量は衝突天体の10% ほどだが，力学的摩擦により原始惑星の軌道を変化させ，原始惑星の衝突史を変えうる．また，この衝突破 片は観測されている暖かいデブリ円盤とも整合的である．そのため，巨大衝突ステージの惑星形成は巨大衝突時の破壊も考慮して調べる必要がある．過去の巨大衝突の研究では，月形成を目的とした頻度の低い限られた衝突パラメータでのシミュレーションや，計算精度とは関係なく計算機資源で制約された解像度のシミュレーションしか行われていなかった．そこで本研究では，巨 大衝突ステージの典型的な衝突について様々な解像度でシミュレーションを行った．数値計算法 としてSPH 法と呼ばれる粒子を用いた流体数値計算法を採用した．現実的な固体の振る舞いを追 うためにTillotson 状態方程式という経験的な状態方程式を用い，また原始惑星は自己重力が重要 になるため，Tree 法により重力を計算した．さらに粒子を増やした高解像度の計算も比較的短時間で行えるように，大規模並列粒子シミュレーションを支援するフレームワークであるFDPSを利用し，コードの並列化を行った．巨大衝突ステージでは放出される破片の総質量が重要である． 従って，原始惑星の衝突により放出した破片の選定をfriends-of-friends アルゴリズムで行い，放 出される破片の総質量を求めた．巨大衝突ステージの衝突として典型的な衝突角45°，脱出速度での火星質量同士の原始惑星の衝突シミュレーションで用いたSPH 粒子数が2,400 体の時は2.8%の破片放出，粒子数10,000体では4.8%の放出、粒子数80,000体では8.5%の放出となった．これにより，粒子数が限られたシミュレーションでは放出破片を過小評価することを考慮する必要があることが分かった．他方，10万体程度の計算コストがかからないシミュレーションでもファクター2 以下の精度で放出破片の総質量が求められることも分かった．
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