Ta-Lab Colloquium
(LAST UPDATE on 15-April-2025)
Next Talk
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| Speaker |
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| Title |
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Abstract |
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Schedule for 2024
| April |
10 |
Shu-ichiro Inutsuka |
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18 |
Hiroshi Kobayashi |
| May |
16 |
Kanta Kitajima |
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22 |
Mehrnoosh Tahani |
| June |
5 |
Wataru Takahashi |
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6 |
Kenshin Onogawa |
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27 |
Shuta Tanaka |
| July |
4 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
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11 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
| October |
17 |
Tomotaka Nishikawa |
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24 |
Izumi Seno |
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31 |
Riona Yamada |
| November |
7 |
Kanta Kitajima |
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14 |
Wataru Takahashi |
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21 |
Kenshin Onogawa |
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28 |
Masanobu Kunitomo |
| December |
5 |
Ryohei Nakatani |
| January |
23 |
Kanta Kitajima |
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23 |
Ryushi Miyayama |
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30 |
Rehearsal of the master thesis defence |
Previous Talks
| Date/Room |
April 10, 15:10 @Lounge at West-North Corner of 6th Floor of ES-Building |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka
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| Title |
The Formation of Clouds/Stars/Planets |
Abstract |
Recent observations of NGC628 and other face-on disk galaxies by JWST have revealed outstanding chains of bubbles on spiral arms in those galaxies, which justifies our “bubble-filament paradigm” for the formation of molecular clouds and stars studied for our Milky Way Galaxy. This paradigm emphasizes the importance of the formation and evolution of magnetized filamentary molecular clouds on the bubbles in the processes of star formation. Theoretical and observational investigations have provided convincing evidence for the formation of molecular cloud cores by the gravitational fragmentation of filamentary molecular clouds on the bubble. Thus, the mass function and rotations of molecular cloud cores should be directly related to the properties of the filamentary molecular cloud, which determines the initial size and mass distribution of a protoplanetary disk around a protostar created in a core. In this talk I explain our current understanding of the star formation processes in the Galactic disk, and summarize various processes that are required in describing the filamentary molecular clouds on bubbles to understand the star formation rate/efficiency, and the stellar initial mass function. On the other hand, Herschel HiGAL survey has shown that all the luminous star cluster forming clouds are exclusively identified as hub-filament systems where the central roundish hub region consists of numerous short filamentary clouds. Thus, the formation and evolution of hub-filament systems determines the formation of massive stars and star clusters in our Galaxy. I will also explain how we can understand the evolution of our Galaxy in terms of the interaction of ISM in the disk and hot ionized gas in the halo.
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| Date/Room |
April 18, 14:45 @ES 606 |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi
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| Title |
Planet formation and evolution |
Abstract |
Planets form from dust grains in protoplanetary disks. Various challenges have been proposed in understanding this process, including fragmentation and drift barriers, as well as planetary migration. However, the confusion comes from a lack of comprehensive understanding of the underlying physics. I will talk about the state-of-the-art theory for successful planet formation.
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| Date/Room |
May, 15 15:00 @ES 606 |
| Speaker |
Kanta Kitajima
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| Title |
Special Relativistic Smoothed Particle Hydrodynamics Based on Riemann Solver |
Abstract |
We propose a new smoothed particle hydrodynamics (SPH) method to describe special relativistic fluid dynamics. This method treats SPH particles of different masses by defining the volume as a field. The evolution equations are derived by convolving the basic equations of special relativistic fluid dynamics with a kernel function. Physical viscosity is automatically introduced by replacing part of the evolution equations with the solution of the Riemann problem. This allows us to perform accurate calculations even for problems where strong shock waves are generated. In this colloquium, I derive the basic equations of the method and show the results of some test calculations. I also address the open problem in relativistic numerical fluid dynamics calculation that the position of shock waves and other parameters depends strongly on the resolution.
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| Date/Room |
May, 22 15:00 @ES 606 |
| Speaker |
Mehrnoosh Tahani
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| Title |
Cloud Formation: What 3D Magnetic Field Observations Are Revealing |
Abstract |
Recent observations have significantly advanced our understanding of the three-dimensional (3D) structure and evolution of the interstellar medium (ISM). To fully comprehend ISM evolution, however, it is necessary to study interstellar magnetic fields, which play a pivotal role in the evolution of the galaxy and the formation of stars. Despite their importance, our understanding of magnetic fields in the ISM is limited due to significant challenges in observing them in 3D. In this talk, I will briefly discuss how we overcame the challenges in determining the 3D magnetic fields associated with giant molecular clouds. These 3D fields enabled us to propose step-by-step scenarios to explain the formation of these clouds, revealing previously undiscovered interstellar structure. Our approach involves a novel technique based on Faraday rotation measurements to detect the line- of-sight component of magnetic fields. We then integrate these line-of-sight measurements with plane-of-sky magnetic field observations to examine the 3D magnetic field morphology associated with the clouds. Finally, we employ Galactic magnetic field models to reconstruct the complete 3D magnetic field morphologies (ordered component) of these clouds, including their previously unknown direction. These 3D studies provide novel constraints on theories for the formation and evolution of star-forming clouds.
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| Date/Room |
June, 5 15:00 @Lounge at West-North Corner of 6th Floor of ES-Building |
| Speaker |
Wataru Takahashi
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| Title |
熱対流を取り扱うためのSPH法コードの開発 |
Abstract |
対流は惑星における熱輸送や物質の撹拌に寄与する重要な過程である。対流は流体シミュレーションによりよく調べられているが、主にオイラー的な流体方程式に基づくメッシュ法で行われている。メッシュ法では格子状に空間を離散化するため移流によって分布がならされてしまい、数値計算によって生じる熱拡散より小さな熱拡散での計算が困難である。そこで、ラグランジュ的な流体方程式に基づくSmoothed Particle Hydrodynamics (SPH)法で対流現象を調査する。SPH法では、流体を粒子で離散化することで移流による分布の平滑化が起こらず、数値計算による熱拡散を非常に小さくすることができる。本研究では、SPH法を用いた熱対流シミュレーションを行う。対流現象を引き起こす浮力をより働きやすくしたBoussinesq近似を用いてシミュレーションを実行する。熱対流はレイリー数と呼ばれる無次元量で特徴つけられ、対流不安定の臨界値となる臨界レイリー数では対流を発生させることは困難である。そこで、スムージング長を平均粒子間隔から幅を持たせることで、臨界レイリー数近傍での熱対流計算を可能にした。シミュレーション結果を熱対流を特徴づけるレイリー数と熱輸送効率を示すヌッセルト数とを比較することで、その妥当性を評価した。これらの詳細な結果をもとに、SPH法での熱対流シミュレーションを議論する。
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| Date/Room |
June, 6 15:00 @ES606 |
| Speaker |
Kenshin Onogawa
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| Title |
現実的な星間ガス中での超新星残骸の研究 |
Abstract |
銀河中で太陽のような星は分子雲と呼ばれる、水素を主体とする比較的密度が高いガスの中で形成される。では、この分子雲はどのように形成されるのか。この問題は長年星形成パラダイムを完成させるために重要であったにも関わらず、明解な見解が持たれていない。この問題の解決案として提唱されたのが、銀河中の泡構造モデルである(Inutsuka et.al 2015)。 これは超新星残骸などによって発生する銀河面内を走る衝撃波によって星間ガスが何度も圧縮させられて分子雲が形成されるというモデルである。近年、ジェームズウェップ宇宙望遠鏡JWSTの観測によって近傍銀河円盤が実際に泡構造で満たされていることが観測された。しかし泡構造の起源は十分に検証されておらず、H I I領域と呼ばれる電離領域もしくは超新星残骸が起源の候補とされている。そこで本研究では泡構造の起源を超新星残骸と仮定し、放射冷却を含めた超新星残骸の膨張について議論する。超新星残骸の衝撃波は星間ガスの放射冷却により、その構造は大きく変化する。この構造の変化を正しく計算するためには冷却の特徴的な長さを十分に解像しなければならない。この結果を元に超新星残骸の数値計算結果について議論する予定である。
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| Date/Room |
June, 27 15:00 @ES606 |
| Speaker |
Shu-ta Tanaka
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| Title |
パルサー磁気圏に見られる誘導コンプトン散乱の実証実験 |
Abstract |
電波パルサーや高速電波バーストなどの天体現象からは高輝度なコヒーレント放射が観測されており，その輝度温度は10^35 Kを超えることもある．最新のレーザー装置の輝度温度を凌駕する超高輝度放射場が天体現象で作り出されている．このような天体現象は人類が全く予期しなかったもので，パルサー発見から半世紀を過ぎた今でも放射機構すら謎のままである．電波放射の機構を制限するための，放射領域(パルサー磁気圏)の密度や温度といった物理状態すらわかっていないのが現状である．本講演では「誘導コンプトン散乱」という高輝度放射とプラズマの非線形相互作用を調べ，パルサーの電波放射領域のプラズマの情報を得ることを考える．誘導コンプトン散乱は数あるレーザー・プラズマ非線形相互作用の一つであり，パルサー磁気圏のような希薄プラズマ中で重要となると考えられているが，この物理過程は実際に計測されたことのない，いわば机上の物理過程である．この誘導コンプトン散乱について，高強度短パルスレーザーを用いた実証実験の結果を紹介する．
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| Date/Room |
October, 17 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa
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| Title |
Observational prediction of gamma-ray emission from knee-energy cosmic rays accelerated by core-collapse supernovae |
Abstract |
Galactic cosmic rays are believed to be accelerated through diffusive shock acceleration (DSA) within supernova remnants (SNRs). Recent observations of SNRs aged around 100–1000 years indicate that cosmic rays do not reach PeV energies. However, Inoue et al. (2021) demonstrated via kinetic-MHD simulations that cosmic rays can reach up to ∼ 3 PeV when a blast wave shock propagates through a dense circumstellar medium (CSM) within tens of days after the explosion. This dense CSM is assumed to be produced by a red supergiant (RSG) wind with a mass loss rate of 10−3 M_sun yr^−1, supported by recent supernova observations. Observing 100TeV gamma rays, produced by PeV cosmic rays through neutral pion decay, can confirm PeV accelerations. However, these gamma rays from young SNRs are often attenuated by interactions with photons from the supernova photosphere and cosmic background radiation. Previous studies suggested it is difficult to detect these gamma rays with a conventional RSG wind (∼ 10−5 M_sun yr^−1). Using Inoue et al. (2021) kinetic-MHD simulation data, we calculate the gamma-ray flux from a blast wave in a dense CSM, considering environmental attenuation. We find a significantly higher gamma-ray flux than previous studies if we assume a modern mass-loss rate wind (∼ 10−3 M_sun yr^−1). We predict that the CTA can detect 100 TeV gamma rays with 1.3 hours of integration if a type II SN occurs within 5.2 Mpc. Based on observed star formation rates, such an event is expected once every 6 years.
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| Date/Room |
October, 24 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Izumi Seno
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| Title |
Re-examination of Convective Instability: Numerical and Analytical Approach to Linear Analysis |
Abstract |
In this presentation, linear analysis of convection without using approximations will be discussed. The Earth experienced massive interplanetary collisions, resulting in the formation of magma oceans. It was believed to be convectively unstable, and it is thought that the present compositional distribution was realized by mixing of materials with different chemical composition. Convection in the mantle layer beneath the Earth's crust plays an important role in determining the dynamics of plate tectonics and the chemical composition of the mantle. Moreover, convection in the Earth's atmosphere is equally important, and that convection is involved in the formation of meteorological phenomena and climate systems. Thus, convection is very important in context of the planetary evolution. In the past, linear analyses have been discussed by using some approximations, including Boussinesq approximation or WKB approximation. However, linear analysis without these approximations has not been reported yet, and it has not been clarified to what extent these approximations are effective. In this presentation, we introduce a method of numerical linear analysis without approximations. In addition, changes in the dispersion relation with respect to the temperature scale height obtained from this analysis will be discussed. We also show that WKB approximation underestimates critical Rayleigh number and re-evaluation of its value as the function of temperature scale height. The goal is to clarify the application limits of approximations and to deepen our understanding of convective phenomena in the planetary interior and atmosphere.
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| Date/Room |
October, 31 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Riona Yamada
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| Title |
Towards Understanding the Physics of Planetesimal Collisions: Collision Simulations of Planetesimals and Craters on the Asteroid Ryugu |
Abstract |
The asteroid Ryugu, explored by Hayabusa2 from 2018 to 2019, has been reported to have a spinning-top shape and 86 craters on its surface. Previous studies have suggested that the shape of Ryugu was formed by landslides caused by its past high-speed rotation (e.g., Watanabe+20019; Sugiura2021). On the other hand, the consistency between the past rotation state and the topographical data was unclear. Therefore, we performed a shape analysis of the craters. As a result of the analysis, we found several craters whose western rims are higher than the eastern rims. If the asteroid rotates faster, it is expected that the western side will be higher due to the Coriolis force. However, the contribution of oblique collisions to the crater asymmetry was unclear. Therefore, we performed an impact simulation using the SPH method by Sugiura+2018. We simulated the trajectory of the crater ejecta when the impact angle was 0 degrees and 45 degrees. As a result, the ejecta was not asymmetry even in the case of an oblique impact. This verified the validity of assuming that the east-west asymmetry of asteroid Ryugu is the effect of its past rotation.
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| Date/Room |
November, 7 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kanta Kitajima
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| Title |
Numerical Simulations of Vacuum Leak Acceleration in Newtonian and Special Relativistic Case |
Abstract |
In the universe, phenomena such as jets from active galactic nuclei centers and gamma-ray bursts, which appear to be highly relativistic eruptions, have been observed. The Lorentz factors of these jets frequently increase from 10 to 100, yet the source of their acceleration remains unknown. It has recently been confirmed that the Lorentz factor is considerable when the jet expands perpendicular to the direction of travel. However, the initial speed is estimated to be approximately 0.9 times the speed of light. The mechanism by which an initial speed approaching that of light can be achieved remains unknown. We therefore focused on the acceleration of high-temperature gas released into a vacuum and performed simulations and analysis. Our findings indicate that ultra-vacuum conditions are a crucial aspect to consider when accelerating gases. Accordingly, simulations were conducted using the SPH method, which is capable of accommodating vacuum conditions. This resulted in the emergence of two distinct phenomena: acceleration by rarefaction waves and steady-state acceleration. This presentation addresses two cases: Newtonian and special relativistic. The theoretical explanations and results of steady-state acceleration and acceleration due to rarefaction waves, respectively, are presented and discussed in detail.
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| Date/Room |
November, 14 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Wataru Takahashi
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| Title |
SPH法を用いたマントル対流の理論的研究 |
Abstract |
マントル対流は地球の熱進化やプレートの駆動といった様々な現象で重要な役割を担う。近年、地震波による観測で上部にある冷たいマントルが内部まで深く沈み込んでいることが分かった。ここから冷たいマントルはほとんど熱拡散が起こらず、移流によって深部へと沈んでいることが分かる。そこで、ラグランジュ的な流体方程式に基づくSmoothed Particle Hydrodynamics (SPH)法でマントル対流を調査する。SPH法では、流体を粒子で離散化することで移流による分布の平滑化が起こらず、数値計算による熱拡散を非常に小さくすることができる。本研究では、SPH法を用いたマントル対流シミュレーションを行う。SPH法による対流計算では背景構造の密度勾配により、粒子配置が不均一となり計算が困難である。そこで、線形近似、Boussinesq近似を用いることで均一な粒子配置での対流計算を実現した。そして熱拡散が小さい系における対流の構造を調べた。これらの詳細な結果をもとに、SPH法でのマントル対流シミュレーションを議論する。
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| Date/Room |
November, 21 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kenshin Onogawa
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| Title |
JWSTにより円盤銀河に検出されたバブル構造の起源と星形成 |
Abstract |
銀河中で太陽のような星は、分子雲と呼ばれる水素を主体とする比較的密度が高いガスの中で形成される。では、この分子雲はどのように形成されるのか。この問題は長年星形成パラダイムを完成させるために重要であったにも関わらず、明確な見解が持たれていない。この問題の解決案として提唱されたのが、銀河中の泡構造モデルである。(Inutsuka et.al 2015)。これは超新星残骸などによって発生する銀河面内を走る衝撃波によって星間ガスが何度も圧縮させられて、分子雲が形成されるというモデルである。近年、ジェームズウェップ宇宙望遠鏡(JWST)の観測によって近傍銀河円盤が実際に泡構造で満たされていることが観測された。しかし、泡構造の起源は十分に検証されておらず、HII領域と呼ばれる電離領域もしくは超新星残骸が起源の候補とされている。この泡構造の起源や性質を明らかにできれば、泡構造が分子雲を形成するというシナリオを検証し、銀河内での一般的星形成シナリオを完成させることができる。そこで本コロキウムでは放射冷却を含めた超新星残骸の膨張についての数値計算結果とその際に注意すべき冷却長の解像という問題について発表する。
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| Date/Room |
November, 28 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Masanobu Kunitomo
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| Title |
Non-standard solar and stellar models: importance of protostellar accretion |
Abstract |
I will present our theoretical models of the Sun and other stars including protostellar accretion and discuss its effect on the compositional structure of stellar interior. Traditionally, star formation and planet formation have been studied independently. However, we now know that the first phase of stellar evolution is affected by the accretion from protoplanetary disks. Planet formation theory predicts that the composition of the gas accreted by the star must have been variable: the growth and inward drift of dust in the disk leads to an increased metallicity, followed by a phase in which the exhaustion of the dust grains and the formation of planets leads to the accretion of metal-poor gas. We discuss two results that we obtained with this approach: the low-metallicity accretion is imprinted onto our Sun’s core, which has a higher metallicity by up to 5% and consequently, a higher temperature than predicted by standard models. Our model with accretion simultaneously reproduces the observations of neutrino fluxes and the low-metallicity surface (Asplund et al. 2009). The process can also account for the low rock-to-ice ratio of λ Boo stars (metal-poor A-type stars) and should yield a higher scatter in the atmospheric metallicity of high-mass stars (with effective temperatures above ~7000 K). This prediction is indeed confirmed by Gaia’s large sample of stellar abundances and will be investigated in details by PLATO. Our results indicate the need for protostellar accretion in the modern stellar evolution models.
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| Date/Room |
December, 5 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Ryohei Nakatani
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| Title |
How Long Can Protoplanetary Disk Gas Persist? |
Abstract |
While protoplanetary disks (PPDs) are generally thought to disperse within several million years, recent observations have detected gas in debris disks older than 10 Myr. The origin of this gas remains uncertain, with one possibility being the unexpectedly long survival of PPDs, known as the primordial-origin scenario. However, previous modeling has ruled out this idea by consistently predicting gas disk lifetimes shorter than 10 Myr. To reassess the primordial-origin scenario, we developed a new disk evolution model that explores factors such as stellar mass, disk mass, turbulent stress, and magnetohydrodynamic winds, while incorporating stellar evolution to account for changing photoevaporation rates, which have been neglected in most previous works. Our results show that gas can survive in these disks for over 10 Myr, provided the disks are initially massive and have relatively weak turbulent stress. Interestingly, our model reproduces key observational features of gas-rich debris disks: (1) the longest lifetimes consistently occur for ~2M☉ (early A-type) stars across a broad range of parameters; (2) gas typically survives at distances of 10–100 au; and (3) modeled CO masses for these disks fall within the observed range for the most massive gas-rich debris disks around early A-type stars. These findings directly support the plausibility of the primordial-origin scenario. Additionally, our model predicts that accretion continues for as long as the disk survives, which may explain the accretion signatures observed in old disks around low-mass stars, including so-called Peter Pan disks. This suggests that ongoing accretion could occur in gas-rich debris disks unless inhibited by factors like giant planets or disk magnetization. Therefore, searching for accretion signatures may help in determining the origin of debris disks' gas.
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| Date/Room |
January, 23 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kantae Kitajima
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| Title |
相対論的流体力学の粒子法的数値計算法の開発及び高速噴流の解析 |
Abstract |
本論文では，特殊相対論的流体力学の解析手法としてSmoothed Particle Hydrodynamics (SPH)法の開発および，この手法を用いた真空中への高速噴流の解析について報告する．SPH法は，流体を離散的な粒子として表現し，各粒子が周囲の粒子との相互作用を通じて流体運動を記述するという数値流体力学の手法である．この特性のため，真空を含む領域を扱うことができる．特殊相対論的流体力学の解析においては，強い衝撃波や急激な密度変化を伴う極端な条件を扱う必要がある．しかし，従来の特殊相対論的SPH法手法には，計算精度や効率的な衝撃波計算法に課題があった．本研究では，畳み込み積分に基づく基礎方程式の再定式化を提案し，数値計算の精度向上と解析能力の強化を目指した．さらに，流束計算にはリーマン問題の厳密解を用いるGodunov法を採用することで，強い衝撃波を含む領域でも高精度な解析を可能とする手法を構築した．また，体積に基づく場の定義を導入することで，異なるバリオン数を有するSPH粒子を安定的に扱える枠組みを実現した．これにより，密度が大きく異なるような流体も計算コストを削減して安定的に扱うことが可能となった．これらの改良の有効性は，複数のテスト計算を通じて検証されている． 本研究では特殊相対論的数値計算で現れる「横成分問題」にも取り組んでいる．この問題は，特定の条件下では衝撃波の速度等が解像度によって大きく依存するという問題である．このような問題はリーマン問題といった単純な場合でも生じる．本研究では，開発した手法を用いて解析を行うことで，この問題の原因が膨張波に起因することを特定した．また，膨張波における横成分の加減速を定性的に説明し，必要な解像度を見積もるための手法を提案している．SPH法の真空領域を扱えるという特性を活かし，本研究では高温天体から真空中への噴流モデルを解析対象として，非相対論的および相対論的条件下での加速メカニズムを調査した．非相対論的な場合では，流体が真空中へ放出されることで急激に膨張し，理論的な限界値まで加速することが示された．一方で，相対論的な場合は相対論的効果により加速が抑制され，ローレンツ因子が理論的限界値に到達するまでに時間を要することが明らかとなった．この結果は，活動銀河核ジェットやガンマ線バーストといった相対論的ジェット現象の駆動メカニズムに関する理論モデルに制約を与えるものである． 以上のように本研究で提案したSPH法は，特殊相対流体力学における真空を含む領域を解析可能であり，相対論的ジェットを含む高エネルギー天文現象全般の解析に応用可能である．
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| Date/Room |
January, 29 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Ryushi Miyayama
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| Title |
隕石降着に伴う空力加熱が引き起こす惑星大気の熱的・化学的進化 |
Abstract |
惑星成長過程にて普遍的に生じる、小天体降着に伴う加熱は有機物生成等の化学進化を促すことが実験的にも確認されている。そのため隕石降着は惑星大気の成長にとって重要な過程である。そこで本研究では、降着する隕石が地表面に到達する前の、大気との相互作用による加熱とそれによる化学進化に着目した。現在の地球の様な大気を持つ惑星へと降着する小天体は、大気圏を通過する間に衝撃波を形成し、大気を加熱する。これによる加熱は、地球サイズの惑星の場合5000Kを超え、惑星大気の化学的な進化を促す。衝撃波によって加熱と同時に圧縮を経験する大気は、その後急速な膨張によって温度を減じていく。この降温に伴って、化学反応速度は急激に低下し、ある時点で化学反応は停止し惑星大気の化学的な進化を誘発する。すなわち、惑星大気上に最終的に残される化学種は、衝撃波加熱とその後の膨張を解く流体力学と、時事刻々変化する反応速度を反映した化学反応の２つによって決定される。発表前半では、Athena++を用いた流体シミュレーションにより得られた、超音速で大気中を移動する隕石周りの大気の流れについての詳細について紹介する。後半では、流体シミュレーション結果を基づいた、大気の化学進化シミュレーション結果について議論する。本研究は現実的な多次元流体シミュレーションに基づき、大気の化学進化を明らかにする世界初の研究である。
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| Date/Room |
January, 30 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Wataru Takahashi
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| Title |
ラグランジュ法流体シミュレーションを用いたマントル対流の理論的研究 |
Abstract |
地球の内部は硬いプレートの下に流動的なマントルがあり, マントルは対流している. マントル対流のためにプレートの移動（プレートテクトニクス）が発生し, 地表環境の多様化や地震の原因となっている. そのため, マントル対流を詳しく調べることは重要である. マントル対流は鉛直方向と水平方向の二次元対流問題と近似ができ, 本研究では鉛直方向と水平方向の二次元対流問題に取り組む. 対流は主にRayleigh 数(Ra) という無次元量で特徴づけられ, Rayleigh 数が大きい程対流は激しくなる. 地球のRayleigh 数は10^7 と見積もられ, 非常に激しい対流が起こる. このようにRa = 10^7 のような激しい対流のシミュレーションは困難である. また, 近年の地震波の詳細な解析により冷たい表層マントルの塊が地球深部まで沈み込んでいることが分かっている. 冷たい表層マントルの塊が高温マントル内に沈み込むことから極めて熱拡散が小さいと見積もられる. そのため, マントル対流について調べるためには小さな熱拡散を計算できるシミュレーション法を使用する必要がある. 現在, 対流計算はほとんどは流体をオイラー的に格子で離散化する有限体積法で行われている. しかし, 有限体積法では計算手法の原理上必ず移流による数値的な熱拡散が発生し, 小さな熱拡散を計算することは非常に困難である. そこで, 私は流体をラグランジュ的に粒子で離散化をするSPH 法を用いて高Rayleigh 数の対流計算を行う. その結果, 移流による数値的な熱拡散が生じず, 地球のような非常に低い熱拡散を実現できる. また, 静水圧平衡からのずれが小さく, 流体素片が断熱的に移動すると仮定したBoussinesq 近似をした方程式系を用いた. その結果高いRayleigh 数も実現可能になった. さらに精度を検証するために, 鉛直方向に等温の壁境界, 水平方向に周期境界の二次元Rayleigh-B´enard 対流系においてシミュレーションを行った. Rayleigh 数が10^2 から10^5 において, 熱流束から実験値を精度よく再現した. そして地球内部を模擬した107 の高Rayleigh 数計算を行った結果, 本シミュレーションが地球内部の沈み込み構造の再現に成功した.
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| Date/Room |
January, 30 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kenshin Onogawa
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| Title |
JWST により円盤銀河に検出されたバブル構造の起源と星形成 |
Abstract |
銀河中で太陽のような星は分子雲と呼ばれる水素を主体とする密度が高いガスの中で形成される。では、この分子雲はどのように形成されるのか？ この問題は星形成理論を完成させ、銀河進化を理解するために重要であったにも関わらず磁化された星間媒質から十分に高密度の雲を形成することの困難のため，理論的理解が限られていた。この問題の解決案として提唱されたのが、バブル・フィラメント・パラダイムである。これは超新星残骸などによって発生する銀河面内を走る衝撃波が星間ガスを何度も圧縮して分子雲を形成するというモデルである。近年、ジェームズウェップ宇宙望遠鏡(JWST)の赤外線観測によって近傍銀河円盤の渦状腕が実際に泡構造で満たされていることが直接観測された。一方で泡構造は HII 領域と呼ばれる電離領域、もしくは超新星残骸が起源の候補とされているが理論的な検証がなされていない。この泡構造の起源や性質を明らかにできれば、泡構造が分子雲を形成するというシナリオを検証して銀河内での一般的星形成シナリオを完成させることができる。さらに，観測される泡サイズのヒストグラムから銀河円盤の物理状態についての知見を得ることができるはずである。そこで本研究では放射冷却と熱伝導を含めた超新星残骸の膨張についての詳細な数値計算を行った。その結果、超新星残骸のガスには放射冷却が非常に強くなる時期が存在するため、数値シミュレーションで表現される数値的な衝撃波の厚みよりもガスの冷却長が短くなって、衝撃波の中でガスが冷却されてしまうことで計算自体が継続できなくなるという問題があることが分かった。そこで数値的な冷却長という概念を用いて、計算を安定化させる手法を提案した。この手法を用いて、本研究では超新星残骸の衝撃波の膨張則と密度の関係、衝撃波が断熱的な衝撃波から冷却が効く等温衝撃波になる時期なども計算し、これらの結果を用いて衝撃波の膨張則の解析解を作成、さらにそれを元に銀河面上の密度分布を仮定することで銀河面に見える泡のヒストグラムを作成することも行った。本研究により、観測されるバブルのサイズ・ヒストグラムから、銀河円盤内の平均的ガス密度・分子雲形成率・星形成率を推定することが可能となった。
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