Ta-Lab Colloquium
(LAST UPDATE on 15-July-2021)
Next Talk
Schedule for 2021
| April |
8 |
Shu-ichiro Inutsuka |
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15 |
Tsuyoshi Inoue |
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22 |
Hiroshi Kobayashi |
| May |
6 |
Kenji Kurosaki |
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13 |
Jiro Shimoda |
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20 |
Kazuyuki Sugimura |
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27 |
Gabriel Rigon |
| June |
9 |
Kensuke Kakiuchi |
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17 |
Yoshiaki Misugi |
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24 |
Kisetsu Tsuge |
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30 |
Tatsuya Okamura |
| July |
15 |
Kanta Kitajima |
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29 |
Ryo Higuchi |
| August |
5 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
| October |
7 |
Daisei Abe |
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14 |
Ryunosuke Maeda |
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21 |
Leonardo Vasconcellos |
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28 |
Valeska Valdivia |
| November |
4 |
Hideyuki Hotta |
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11 |
Yoshiaki Misugi |
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18 |
Tatsuya Okamura |
| December |
7 |
Kanta Kitajima |
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14 |
Ryo Higuchi |
| January |
20 |
Kensuke Kakiuchi |
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27 |
Yoshiaki Misugi |
| February |
3 |
Rehearsal of the master thesis defence |
Previous Talks
| Date/Room |
April 8, 14:00 zoom |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
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| Title |
The Future of Star Formation Studies
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Abstract |
I summarize our current understanding of star formation processes in the disk region of our Milky Way Galaxy with the extended context of the Galaxy evolution and planet formation. The important concepts in the talk are phase transition, gravitational instability, radiative cooling/heating, angular momenta, transonic turbulent fluctuations, feedback from massive star formation, bubbles and filaments, and hub-filament systems. I will explain possible developments in various directions, such as star formation in the Galactic Center, disk-halo connection, star formation in the first 4 billion years of the Galaxy.
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| Date/Room |
April 15, 14:00 zoom |
| Speaker |
Tsuyoshi Inoue
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| Title |
PeV Cosmic Ray acceleration in the supernova post breakout expansion phase
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Abstract |
Origin of cosmic rays (CRs) is still not known. In this work we argue that PeV cosmic rays can be accelerated during the early phase of a supernova blast wave expansion in dense red supergiant winds. We solve in spherical geometry a system combining a diffusive-convection equation which treats CR dynamics coupled to magnetohydrodynamics to follow gas dynamics. The fast shock expanding in a dense ionized wind is able to trigger the fast non-resonant streaming instability over day timescales. We investigate the maximum energy CRs can reach in this configuration accounting for pp losses. Multi-PeV energies can be reached if the progenitor mass loss rates are of the order of, or larger than, 10-3 solar masses/year. It has been recently invoked that prior to the explosion hydrogen rich massive stars can produce enhanced mass loss rates. These enhanced rates would then favor the production of a Pevatron phase in early times after the shock breakout. We discuss observational tests to probe our model using future radio and gamma-ray facilities.
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| Date/Room |
April 22, 14:00 zoom |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi
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| Title |
Collisional Evolution from Dust to Planets
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Abstract |
Planets are formed via collisional evolution in a protoplanetary disk. The early evolution produces growth fronts in the disks, which are observed as ring-like structures (Ohashi et al. 2021). The later collisional evolution may forms debris disks (Kobayashi et al. 2014, 2019; Genda et al. 2015). The evidence of collisions is found in minor bodies in the solar system (Kobayashi & Tanaka 2010; Sugiura et al. 2018, 2019, 2020). However, the total evolution from dust to planets are not understood well, because the rapid radial drift of meter-sized bodies or planetary bodies disturbs the simple collisional growth. We tackle this issue via “Dust-to-Planet” Simulation (DTPS), which implements the collisional evolution and radial drift of bodies. As a result of DTPS, the solid bodies accumulates in 10AU due to the radial drift of meter-sized bodies. The enhancement of the solid surface density induces the formation of a solid core of gas giants around 7AU in 0.2 Myrs prior to the type I planet migration. The early giant planet formation may explain the water-ice distribution in the solar system and the massive exoplanet formation.
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| Date/Room |
May 6, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Kenji Kurosaki
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| Title |
Toward the understanding of the atmospheric escape regimes induced by the giant impact
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Abstract |
Recent observation reveals that many kinds of exoplanets whose masses are Earth to Neptune-mass while those radii are more extensive than Earth-radius. Those planets possess a significant atmosphere whose mass fractions are from 1 % to 30 %, which means a diversity of the atmospheric mass fraction. Such diversities are caused by the diversities of the formation processes of exoplanets. Especially in the late stage of the formation process, planets experience giant impact events that cause atmospheric escape. I perform the smoothed particle hydrodynamic simulation to reveal the impact-induced atmospheric escape. I find that the kinetic energy of escaped atmospheric mass is simply proportional to the kinetic energy of the giant impact. I demonstrate the relationship between the kinetic energy of the escaped mass and the escaped atmospheric mass fraction. I find two regimes that determine the atmospheric escape: the momentum-driven regime and the other is the energy-driven regime. Combined the relationships among the kinetic impact energy, kinetic escape energy, and the escaped atmospheric mass, I reveal an analytic expression for the atmospheric escape as a function of the impact energy. This study will be helpful to predict the atmospheric loss in the late stage of the planet formation, which will have a significant impact on the origin of the diversity of the atmospheric mass.
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| Date/Room |
May 13, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Jiro Shimoda
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| Title |
Study of Galactic Wind to Understand the Star Formation History
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Abstract |
Star formation rate of the Milky Way, ~ 1 M_sun/yr, indicates depletion of all gas in the Galactic disk within a time of ~ 1 Gyr. Therefore, to understanding the star formation history that maintains during ~ 8 Gyr with almost constant rate, we must understand gas replenishment mechanisms. Recent observations of metal absorption lines (e.g. MgII, OVI, etc...) around external galaxies suggest that the circum galactic medium (CGM) is huge mass reservoir with a mass of 10^9 - 10^12 M_sun. Since these absorption lines are ubiquitously observed around the host galaxy with a distance more than ~100 kpc, we can naturally expect the galactic wind as a metal transfer mechanism. Once the wind is really driven, the metal polluted gas cools significantly by the radiative line cooling, and eventually falls to the host galaxy. Hence, to understanding the star formation history in terms of the gas replenishment, we study conditions that the transferred metals make the gas sufficiently cool. In this seminar, we will report our preliminary results.
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| Date/Room |
May 20, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Kazuyuki Sugimura
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| Title |
Formation of the First-star Binaries
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Abstract |
The first stars in the Universe, born at the redshift z ∼
20−30, bring an end to the dark ages of the Universe. While the first
stars are thought to be born as massive stars, we know little about
their multiplicity or related properties. In this talk, I will present
the results of our recent radiation hydrodynamics simulations of
cosmological first star formation, in which we follow gas accretion
considering the ionization/dissociation feedback from multiple
protostars with a newly developed adaptive mesh refinement (AMR) code
with the adaptive ray tracing method, SFUMATO-RT. As a result of the
simulations, we found that the first stars form as massive binaries.
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| Date/Room |
May 27, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Gabriel Rigon
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| Title |
From Rayleigh-Taylor to Turbulence - Ab experimental insight -
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Abstract |
The development of laser technology, during the second half of the XXs century, lead to the development of many new research fields, one of which makes use of the most extreme conditions producible with a laser, namely the high energy density (HED) field. After many years of development, the technology and techniques were applied to studies relevant to astrophysics. Thus the research field of laboratory astrophysics appeared in 1996. This young research field aims, despite its numerous constraints, to produce additional information for an astrophysical usage.
Instabilities are a recurring research subject in HED. Two of the most studied are the Rayleigh-Taylor (RT) and the Richtmyer-Meshkov instabilities. They arises in many situations from inertial confinement fusion, where they interfere with ignition (this is the main reason for their study), to astrophysics, for instance in supernova. The present study will focus on the evolution of the RTI from its initial state to its final turbulent regime. Such study is a first for the experimental HED domain and it opens possibilities for future application.
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| Date/Room |
June 9, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Kensuke Kakiuchi
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| Title |
Magnetic activity including radiative heating and cooling in the Galactic center region: The mid-latitude low plasma β region zone and magnetic arch structures
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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. As a result, it is found that the formation of the mid-latitude low-plasma beta zone and the floating up of dense gas in the first time, which it is not appear without radiation heating and cooling.
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| Date/Room |
June 17, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Yoshiaki Misugi
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| Title |
Time Evolution of Angular Momentum of Molecular Cloud Cores Formed in Filamentary Molecular Clouds
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Abstract |
The angular momentum of molecular cloud cores plays an important role in the star formation process. However, the time evolution of angular momentum of molecular cloud core is still unclear. We perform the three-dimensional simulations to investigate the time evolution of angular momentum of molecular cloud core formed through filament fragmentation process. As a result, we find that the angular momenta of cores change only by a factor of 2 in their formation process. We also find that most of cores rotate perpendicular to the filament axis. In addition, we analyze the internal angular momentum structure of cores. Although the cores gain the angular momentum from the initial velocity fluctuations in the filament, the angular momentum profile in a core converges to the self-similar solution. We also show that the complexity of the angular momentum structure in a core decreases with time. Finally, we make the line-of-sight velocity map in a core to compare with observations, and we show that the angular momentum profile measured from the line-of-sight velocity map is consistent with the observations.
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| Date/Room |
June 24, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Kisetsu Tsuge
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| Title |
Massive Cluster Formation Triggered by Galactic Tidal Interaction
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Abstract |
Starburst is a key to understand the galaxy evolution and star formation history of the Universe. Many previous studies suggested that tidal interactions, mergers, or gas accretion are possible mechanisms triggering the starburst. However, most of the interacting galaxies are distant and it is difficult to resolve individual clouds and investigate their physical properties in detail. For nearby galaxies, we have a great advantage of resolving gas to cluster scale. I focused on the Large Magellanic (the LMC) and the Antennae Galaxies which are nearby interacting galaxies with a burst of star formation harboring many young massive star clusters. I made use of the radio telescopes and interferometers with high spatial resolutions or large spatial coverages and investigated atomic- and molecular-hydrogen gas which are dominant components of the ISM. I found that two Hi velocity components (L- and D-components) are quasi-ubiquitous as signatures of dynamical interactions over the whole LMC. This suggests that the colliding Hi flows are possibly the major mechanism of the high-mass star formation. Our new numerical simulations of the gas dynamics of the LMC-SMC interaction based on the observational results successfully reproduced the current distribution of the L-component. I then proposed a scenario that the interaction of ∼0.2 Gyr ago induced efficient infall of gas from the SMC to the LMC and consequently triggered the recent formation of the high-mass stars in the LMC. As a next step, I extended the study to the closest major merger, the Antennae Galaxies with starburst. I analyzed ALMA CO data and found typical observational signatures of colliding molecular clouds toward massive clusters. We presented a scenario that two clouds with 100 km s−1 velocity separation collided with each other, and SSCs having ∼10^6–10^7 M⊙ were formed rapidly during that time scale. We calculated star formation efficiency (SFE) of star-forming regions in the Milky Way (MW) and the LMC, where the SSCs having ∼10^4–10^5 M⊙ are located. As a result, we found that gas collisions induced active cluster formation and enhanced the SFE by an order of magnitude above typical star-forming regions in the MW.
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| Date/Room |
June 30, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Tatsuya Okamura
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| Title |
Collision Rate Between a Planet and Small Bodies in Protoplanetary Disks Perturbed by the Planetary Gravity
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Abstract |
Planets grow via the collisional accretion of small bodies in a protoplanetary disk. Such small bodies feel strong gas drag and their orbits are significantly affected by the gas flow and atmospheric structure around the planet. We investigate the gas flow in the protoplanetary disk perturbed by the gravity of the planet by three-dimensional hydrodynamic simulation. We then calculate the orbital evolutions of particles in the gas structure obtained from the hydrodynamic simulation. Based on the orbital calculations, we obtain the collision rate between the planet and centimeter to kilometer sized particles. Our results show that meter-sized or larger particles effectively collide with the planet due to the atmospheric gas drag, which significantly enhances the collision rate. On the other hand, the gas flow plays an important role for smaller particles. Finally, considering the effects of the atmosphere and gas flow, we derive the new analytic formula for the collision rate, which is
in good agreement with our simulations.
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| Date/Room |
July 15, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Kanta Kitajima
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| Title |
銀河系内を高速移動する強重力源が駆動する星間媒質の動力学
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Abstract |
近年の観測により，星間空間に直線状で高密度な領域（フィラメント）が種々の場所・スケールで発見されている．そのうち長さが数pc程度と比較的短く，臨界線密度を超えたものは，星形成の現場であり，その形成過程が解明されつつある．しかし，線密度が大きく長さが数十pcにも及ぶフィラメントといった，構造が非常に巨大なフィラメントはその起源が不明であり，形成過程に関する理論研究はほとんどない．
そこで私は，このような長大フィラメント状構造の新しい形成シナリオとして，強い重力源が高速で移動した後の軌跡上で起こるガスの圧縮とそれに伴う相転移現象を調べることにした．計算結果と観測を比較し，特定のフィラメント状構造が強い重力源が高速で星間空間を移動したことに帰着することができれば，観測結果を統計的に考察することによりそのような重力源の存在頻度についての示唆が得られる．特に、中質量ブラックホールなど，存在が期待されているが未だ直接観測されていない天体の重要な手がかりが得られる可能性もある．
本講演では，理論的考察の手法について述べる．
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| Date/Room |
July 29, 15:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Ryo Higuchi
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| Title |
宇宙線の衝撃波フェルミ加速の計算法の比較
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Abstract |
宇宙線の中でも10^15.5eV以下のエネルギーを持つものは、超新星残骸での衝撃波を介してエネルギーを獲得していると考えられている。この現象は衝撃波フェルミ加速と呼ばれているが、未だ詳しい加速メカニズムは分かっていないため、数値計算を用いた研究が行われている。今回はその計算方法、とりわけ宇宙線の移流拡散方程式に着目し、宇宙線の加速を数値計算するうえで優れた手法を検証した。今回までの比較対象は陽的オイラー法、陰的オイラー法、クランクニコルソン法、スーパータイムステッピング法であり、正しい精度の見積もり方も含めて議論したい。
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| Date/Room |
Oct 7, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Daisei Abe
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| Title |
衝撃波圧縮の継続時間を考慮した分子雲における誘発的星形成シミュレーション / 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
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Abstract |
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)。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星形成の規模がどうなるのか調べる必要がある。 さらに、多くの観測事実が、分子雲衝突によって大質量星形成が誘発されることを示唆しているが (Fukui et al. 2021) 、大質量星形成の初期条件についてはまだよくわかっていない。Enokiya et al. (2019) では、分子雲衝突が観測されている領域の柱密度と OB 型星の数の間に冪乗則の相関があることを発見した (以下、この相関を示 した図を榎谷ダイアグラムと呼ぶ) 。大質量星形成の初期条件を知るためには、この結果を理論的に解釈する必要がある。本研究では SFUMATO コード (Matsumoto 2007) を用いた磁気流体シミュレーションにおいて、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、衝撃波継続時間ひいては柱密度を制御する。得た結果と榎谷ダイアグラムとの比較を行う。結果として、榎谷ダイアグラムの再現に成功し、柱密度が星形成の規模に相関するパラメータであることをシミュレーションからも確認することができた。また衝撃波継続時間が圧縮層の自由落下時間を超えることがスターバーストなどの大規模な星形成が起こる条件であるという示唆を得た。
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。そのためにまずは、フィラメント境界が"スローショック"となっている可能性を考慮して、スローショックを正確に解ける磁気流体計算の方法を吟味した。その結果、事実上世界標準のMHDのリーマン解法であるHLLDではスローショックを解く際に不自然な爆発が起こることがわかった。これはHLLD固有の弱点を見つけた最初の例である。今後の展望についても議論する。
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| Date/Room |
Oct 14, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Ryunosuke Maeda
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| Title |
フィードバック入り大質量星団形成シミュレーションのためのテスト計算 / 超大規模並列計算に向けた、テレグラフ方程式を用いた重力ソルバーの開発
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Abstract |
銀河中のほとんどの星は星団の中で形成することが知られている(Lada & Lada 2003)。星団の中でも若い大質量な星団はYoung Massive Cluster(YMC)と呼ばれ、その典型的な質量と半径はM>10^4 M⊙, R∼1 pcである(Portegies Zwart etal. 2010)。YMCは典型的に数十の大質量星を含み、超新星爆発・恒星風・紫外線といった現象で周囲の星間媒質に多大な影響を与える重要な天体である。しかしながら、YMCの形成初期段階は分子雲中に深く埋もれているため観測的にとらえることは困難であり、理論的にも、巨大な質量のガスを1 pc程度のコンパクトな領域に自由落下時間以下の短いタイムスケールで集める必要があることの困難さから、何がきっかけでYMCが形成されるのかは未だ謎に包まれている。過去の研究から、観測で示唆されるHIガスの高速衝突によってM∼4×10^4 M⊙, L∼4 pc程度の星団の前駆体となる大質量かつコンパクトなガスクランプ(YMC forming clump)が形成することがわかった(Maeda et al. 2021)。この大質量ガスクランプはYMC形成領域で示唆される高い星形成効率(∼30%)を仮定すると、十分にYMCの質量である10^4 M⊙の星団を形成可能である。しかしながら、これまでの研究では、星が形成したことによる星間ガスへのフィードバック効果は考慮されていなかった。星からのフィードバック効果が存在するとYMC forming clumpのガスを蒸発させ、形成するYMCの質量に影響が出る可能性がある。そのため、本研究では、フィードバック入りの大質量星団形成シミュレーションのを行うためのコード開発を行った。ここでは、その開発状況とテスト計算の結果を紹介する。
宇宙において自己重力は、星形成・星間現象など様々な場面で重要であるため、現在までに多くの自己重力入りのシミュレーションがなされてきた。ここで、一般的なシミュレーションコードで用いられている自己重力ソルバーはマルチグリッド法と呼ばれる緩和法の一種であり、重力場を複数の分解能で緩和させることにより、素早くポアソン方程式を解く手法である。しかしながら、高度な並列化が難しいマルチグリッド法は10,000コア以上の計算機で効率的に利用することが難しく、富岳クラスの計算機の全性能を用いた超大規模並列計算を行うためには、並列化効率の良い新たな重力ソルバーを開発する必要がある。
そこで本研究では、波動方程式に拡散の項を加えたテレグラフ方程式を用いた、並列化効率の良い重力ソルバーを開発した。
本研究で考えているテレグラフ方程式による重力ソルバーは、拡散による波の減衰の効果により、波動方程式を用いた重力ソルバー(Hirai et al. 2016)と比べて、よりはやく収束可能であることがわかった。
また、本研究ではテレグラフ方程式の拡散係数をパラメータとして計算を行い、重力場の計算にとって最も効率の良い拡散係数を導出した。
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| Date/Room |
Oct 21, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Leonardo Vasconcellos
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| Title |
Evolution of Debris Disks Caused by a Single Giant Impact in the Final Stages of Planet Formation
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Abstract |
Debris disks are circumstellar disks of fragments, observed from the infrared (IR) excesses of main-sequence stars. Young debris disks have ages comparable to the expected era of the late stages of planet formation, an epoch where dynamical instabilities drive collisions between protoplanets (called giant impacts). Debris disks can be called either cold or warm, depending on their distances from their host star. Warm Debris Disks (WDDs), in particular, are debris disks located in the terrestrial planet forming regions around their host stars. The lifetime of dust grains in WDDs are much shorter than the stellar ages, so that a supply of collisional fragments is necessary to maintain those WDDs. Genda et al. 2015 have shown that their IR excesses can be explained by the fragments ejected from giant impacts. Those fragments collide with each other, resulting in still smaller fragments. The successive collisions among the fragments grind them down until micron-sized or smaller fragments are blown out by stellar radiation pressure. Therefore, the collisional cascade decreases the total mass of fragments in the disk. However, Genda et al. 2015 didn’t consider the orbital evolution of the debris, nor their accretion onto the protoplanets in their work. We consider both the orbital and mass evolution of the debris starting from the impact point, with the presence of other protoplanets.
We perform the study in two steps. We first calculate the orbital evolution of protoplanets in the giant impact stage via N-body simulations of protoplanets orbiting around a host star. We then obtain the record of giant impacts between protoplanets, and the snapshots of their locations and velocities at the giant impacts. We then chose a data set of a giant impact and protoplanets, and investigated the evolution of the fragments originated from the giant impact under the influence of the protoplanets via N-body simulations with collisional cascade. We use the superparticle approximation for the fragments, and assume that they do not have gravitational interaction with each other. The mass loss of fragments due to the collisional cascade is calculated from the orbits of surrounding superparticles. Superparticles can collide with protoplanets so that the accretion of superparticles is automatically calculated.
The fragments ejected from the giant impact occurring at 0.57AU form a disk-like structure with a width of ~0.1AU around 0.57AU in a short timescale (~1000 years). The total mass of fragments then decreases by the collisional cascade among them, in a timescale which depends on the size of the largest fragment. Fragments larger than Rcrit ~10 Km can survive the timescale between giant impacts. As the orbits evolve, some fragments are scattered into wider orbits by neighboring protoplanets. Such a wide distribution of fragments decreases the efficiency of the collisional cascade. On the other hand, the accretion rate onto protoplanets tends to relatively increase. We find that the distribution of the orbital parameters of the fragments, which is important for the collisional cascade, depends on their ejection velocity, which was not considered in Genda et al. 2015.
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| Date/Room |
Oct 21, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Valeska Valdivia
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| Title |
Polarized dust emission and what it can tell us about the magnetic field of protostellar envelopes
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Abstract |
Magnetic fields are a central ingredient of the star formation process at all scales and evolutionary stages. They regulate the star formation at the scales of molecular clouds by providing a support against the gravitational collapse and are thought to channel the mass accretion to form interstellar filaments (the preferred sites of star formation), while at sub-core scales they regulate the final outcome by transporting the excess of angular momentum outward allowing the formation of stars.
To trace magnetic fields we rely on the polarization properties of the dust thermal emission. Polarized dust thermal emission arises from aligned spinning dust grains. Currently it is widely accepted that dust grains align with the magnetic fields under a large range of physical conditions, but at the scales of individual protostars the task of tracing the magnetic field becomes trickier.
Current observations with single dish instruments (such as Planck, BLASTPOL and the JCMT POL2), as well as interferometric facilities (such as ALMA, CARMA and SMA) are providing a wealth of polarimetric data that, if properly interpreted, can deepen our insight on the role of magnetic fields on the formation of stars.
I will show how numerical simulations and radiative transfer models allow us to produce synthetic data that can be compared to mm/submm polarized dust emission observations to better understand the magnetic fields at the scales of the envelopes of Class 0 protostars.
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| Date/Room |
Nov 4, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Hideyuki Hotta
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| Title |
Successful reproduction of the solar-like differential rotation in high-resolution magnetohydrodynamic calculation
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Abstract |
We carry out unprecedentedly high-resolution calculations for the solar convection zone and reproduce the solar-like differential rotation without manipulation.
The Sun is rotating differentially with the fast equator and the slow pole. This rotation profile was thought to be maintained by turbulence, but recent high-resolution calculation fails to reproduce the solar-like differential rotation profile. This problem is called the convective conundrum, which is one of the biggest solar physics problems. In our super-high-resolution calculation, we solve a part of the problem. Details of the analysis are shown in my talk.
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| Date/Room |
Nov 11, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Yoshiaki Misugi
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| Title |
Time Evolution of Angular Momentum of Molecular Cloud Cores Formed in Filamentary Molecular Clouds
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Abstract |
The angular momentum of molecular cloud cores plays an important role in the star formation process. However, the time evolution of angular momentum of molecular cloud core is still unclear. We perform the three-dimensional simulations to investigate the time evolution of angular momentum of molecular cloud core formed through filament fragmentation process. As a result, we find that the angular momenta of cores change only by 30% in their formation process and that most cores rotate perpendicular to the filament axis. We also show that the degree of complexity of the angular momentum structure in a core decreases with time, but it still survives even just before the first core formation. Moreover, we perform synthetic observation and show that the angular momentum profile measured from the mean velocity map is compatible with the observations. We also discuss the effect of accretion along the filament axis on measured angular momentum and other statistical properties of cores.
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| Date/Room |
Nov 18, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Tatsuya Okamura
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| Title |
楕円運動する惑星周りの円盤ガス流
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Abstract |
惑星の成長を考える上で惑星にどのサイズの小天体がどれくらい集積したかは非常に重要である。惑星形成の標準的なモデルでは原始惑星系円盤中でダストが集まりkmサイズの微惑星になり、その微惑星が成長し原始惑星となり、さらに微惑星を集積することで惑星に成長すると考えられてきた。ここ10年の惑星形成論では微惑星に加えて、mm-cmサイズのペブルによる惑星形成が議論されてきた。ペブルはサイズが小さいため円盤ガスの影響を受けやすく、惑星に集積するかどうかは円盤ガスの流れによって決まる。しかし、これまでの研究では円盤ガスの流れとして純粋なケプラーシアを考えており、惑星重力によるガス流への影響は考えていなかった。そこで我々は惑星重力を考慮した円盤ガス流を3次元流体シミュレーションから求め、その中を運動する小天体の軌道を解き、小天体集積率の新たな解析解を導出した(前回のコロキウム)。しかし、求めた集積率は円運動する惑星の場合のみに適応できるものである。楕円運動する惑星への小天体集積率はよくわかっていないが、楕円運動する惑星周りのガス流は円運動する場合とは異なることが期待され、ペブルの集積率は変化すると考えられる。本研究の目的は楕円運動する惑星への小天体集積率を求めることである。本発表では、その準備段階として3次元流体シミュレーションで得た楕円運動する惑星周りのガス流について議論する。
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| Date/Room |
Dec 7, 16:45 ES606, zoom |
| Speaker |
Kanta Kitajima
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| Title |
星間媒質中を高速移動する強重力源の軌跡：長大直線状構造の起源の理論的研究
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Abstract |
近年の観測により，星間空間に直線状で高密度な領域（以下，フィラメント）が種々のスケール・場所で発見された．そのうち長さが数pc程度と比較的短いものは，星形成の現場であり，その形成過程が解明されつつある（e.g., Abe+ 2021）．しかし，起源が全く不明な長大構造を持つフィラメントが多く存在する．特に，線密度が大きく長さが数十pcにも及ぶフィラメント（Zucker+ 2018）等，構造が非常に巨大なフィラメント（以下，長大フィラメント）は，その形成起源を説明する理論研究がほとんど無い．
そこで本研究は，強い重力源が高速で星間空間を移動した後の軌跡上で起こるHIガスの圧縮と相転移によってフィラメントを形成するという可能性を考察した．この新しいフィラメント状構造の形成モデルで予言されるフィラメントを観測によって特定できれば，原因となった重力源の存在頻度についての示唆が得られる．そのため，本研究はブラックホール等の見えない天体を観測する新たなアプローチになることも期待できる．
本講演では，フィラメントの長さを解析的に見積もり，中間質量ブラックホールが長大フィラメントを形成し得る，ということを報告する．
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| Date/Room |
Dec 15, 10:30 ES606, zoom |
| Speaker |
Ryo Higuchi
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| Title |
超新星衝撃波における宇宙線フェルミ加速のシミュレーションコード開発と精度比較
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Abstract |
宇宙線とは宇宙空間を飛びまわる高エネルギーの陽子、原子核、電子といったものを指す。それらは10^2eV から 10^20eVにわたる広いエネルギー分布を持っており、冪型の分布をしている。そのべきの値はknee energyと呼ばれる、10^15.5eV 付近で変化しており、それ以下のエネルギーを持つ宇宙線は超新星残骸(SNR)によってエネルギーを得ていると考えられている。SNRの衝撃波面で粒子が加速される機構である、フェルミ加速を考えると宇宙線の冪型分布と冪の値を説明できる (Bell 1978、Blandford & Ostriker 1978)が、星間空間の典型的な物理量の値では宇宙線がknee energyまで到達できない問題が知られている。この問題についての研究では数値計算が用いられるが、この計算法の検証を行う。比較する対象は陽的オイラー法、陰的オイラー法、クランクニコルソン法、スーパータイムステッピング法(Alexiades 1994 , Meyer et al. 2012 )、電信方程式法(Inoue 2019)である。その結果、電信方程式法の計算精度、計算時間の観点での優位性を確認した。
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| Date/Room |
Jan 20, 14:00 ES606, 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. As a result, it is found that the formation of the mid-latitude low-plasma beta zone and the floating up of dense gas in the first time, which it is not appear without radiation heating and cooling.
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| Date/Room |
Jan 27, 14:00 ES606, zoom |
| Speaker |
Yoshiaki Misugi
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| Title |
On the Origin and Evolution of the Angular Momentum of Star Forming Cores in Filament Molecular Clouds
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Abstract |
この世のすべての天体は回転していると考えられている。恒星は自転しており、惑星は恒星の周りを公転している。連星系は重心の周りを回転している。これらの天体の角運動量の起源は母体である分子雲コア（以下、コア）のわずかな回転にあると考えられる。分子雲コアの回転はその後のアウトフローおよびジェットの駆動、多重星形成の促進、惑星形成の現場である原始惑星系円盤の形成など星・惑星形成過程において本質的な役割を果たす。したがって、分子雲コアの角運動量の性質を解明することは星・惑星形成過程を理解する上で極めて重要である。
近年のHerschel 宇宙望遠鏡による観測は分子雲においてフィラメント構造が普遍的であり、分子雲コアは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。上記のような観測は分子雲コア形成におけるフィラメント構造の重要性を示唆しているが、フィラメント内で形成されるコアの角運動量の起源および時間進化については明らかになっていない。
上記の背景をうけて申請者はまず、フィラメント内の乱流速度場がコアの角運動量の起源として適切かどうかを調べた。そのために、フィラメント内にある乱流速度場とコアの角運動量の関係を半解析的に導出した。その結果、フィラメント内に亜音速コルモゴロフ乱流速度場がある場合、観測されているコアの角運動量を再現できることを示した。次に、フィラメント形成シミュレーションの結果を解析することで、近年提唱されているフィラメント形成シナリオと我々のシナリオが整合的かどうかを調べた。その結果、フィラメント軸に沿った線密度および速度ゆらぎパワースペクトルのべきはコルモゴロフ乱流のべき指数と無矛盾であることが明らかになった。
次に申請者は三次元流体シミュレーションを用いてフィラメント状分子雲の重力不安定性による分裂で形成されるコアの角運動量の時間進化についても調べた。その結果、フィラメントからの分裂過程でコアになるガスは初期に乱流に起因して持っていた角運動量の約30 \% 程度しか失われないことが明らかになった。また、ほとんどのコアの回転軸はフィラメントの長軸に対し垂直であることがわかった。さらに、コア内部の角運動量構造についても解析を行った。その結果、初期の乱流速度場から角運動量を得ているにもかかわらず、コア内部の角運動量プロファイルは自己相似解から期待されるプロファイルに収束することが明らかになった。また、コアの中心密度が増加するにつれてコア内部の角運動量構造の複雑さが減少していくこともわかった。さらに、簡単な擬似観測を用いて観測されているコア内部の角運動量プロファイルとの比較も行い、観測と無矛盾であることを示した。
申請者は以上の結果から、近年の観測で普遍的であることが明らかになったフィラメント状分子雲からのコア形成シナリオはコアの角運動量を説明可能であることを示した。また、近年提唱されたフィラメントの形成シナリオとも無矛盾であることも明らかになった。さらに、フィラメント分裂過程においてコアの角運動量はほとんど輸送されないことおよびその内部の角運動量プロファイルは自己相似解に収束することを示した。
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