Schedule for 2025
| April |
10 |
Shu-ichiro Inutsuka (Nagoya U.) |
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17 |
Hiroshi Kobayashi (Nagoya U.) |
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24 |
Kanta Kitajima (Nagoya U.) |
| May |
8 |
Tomotaka Nishikawa (Nagoya U.) |
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15 |
Yuji Miko (Nagoya U.) |
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22 |
Kota Kobayashi (Nagoya U.) |
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29 |
Nanda Kumar (Universidade do Porto) |
| June |
12 |
Hayato Shimizu (Nagoya U.) |
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19 |
Shusuke Utsumi (Nagoya U.) |
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26 |
Ryo Sawada (ICRR, U.Tokyo) |
| July |
17 |
Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
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(Akihito Asai, Kanaho Imata, Taisei Shioya, Yuki Tamaki, and Kosei Nozaki) |
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| Octorber |
2 |
Riona Yamada (Nagoya U.) |
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9 |
Izumi Seno (Nagoya U.) |
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16 |
Kenshin Onogawa (Nagoya U.) |
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21 |
Nadine Soliman (IAS) |
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24 |
Ryushi Miyayama (Nagoya U./Stanford U.) |
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30 |
Yuji Miko (Nagoya U.) |
| November |
5 |
Kota Kobayashi (Nagoya U.) |
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25 |
Wataru Oyama (Kyoto U.) |
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28 |
Hayato Shimizu (Nagoya U.) |
| December |
1 |
Shusuke Utsumi (Nagoya U.) |
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8 |
Interim presentation by undergraduate students |
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(Mizuki Inoue, Sota Kato, Sota Maruyama, and Kento Morita) |
Previous Talks (Click ▶︎ to view the abstract.)
| Date/Room |
April 10, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Shu-ichiro Inutsuka (Nagoya U.) |
| Title |
Star Formation and Evolution of Milky Way Galaxy |
| Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
I will briefly summarize the recent progress in our understanding of ISM dynamics and Star Formation and
try to envision the future development of the research in our group. The latter includes the evolution of
disk galaxies, halo-disk connection, star cluster formation with many binaries, and planet formation. But
the choice of actual subjects explained in the talk may depend on the number of questions and available
time of three hours!
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| Date/Room |
April 17, 14:00 @ES606 & zoom |
| Speaker |
Hiroshi Kobayashi (Nagoya U.)
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| Title |
Theory of Planet Formation |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
The origin of gas giant planets, such as Jupiter and Saturn, is discussed along the core-accretion scenario,
in which gas giants are formed via rapid gas accretion onto massive solid cores. However, the formation of
massive cores includes a lot of difficulties. I review the difficulty of core formation via planetesimal or
pebble accretion. I show the possible scenario for core formation based on dust-to-planet simulations.
The collisional outcome is important for planet formation. I drive a nice outcome model based on collisional
simulations, which may allow us to understand collisional outcomes in various scales from dust to planets.
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| Date/Room |
April 24, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kanta Kitajima (Nagoya U.)
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| Title |
Particle-Based Analysis of Relativistic Jets |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
In this presentation, we will analyze a simulation of a stationary high-temperature gas accelerating to a
relativistic velocity. The Special Relativistic Godunov Smoothed Particle Hydrodynamics (SRGSPH) [Kitajima+
2025, submitted] will be employed to model the fluid as a collection of discrete particles, known as SPH
particles, and to describe the fluid's motion through the interaction of each SPH particle with its
environment. By leveraging the advantages of the SPH method, we can investigate fluids in vacuum regions,
which have traditionally been challenging to address with standard numerical methods. This study takes
advantage of the unique aspects of the SPH method to simulate a jet from a high-temperature source into a
vacuum and analyze its acceleration mechanism. The findings from this analysis provide valuable insights
into the driving mechanisms of relativistic jets, including those observed in active galactic nuclei and
gamma-ray bursts.
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| Date/Room |
May 8, 14:00 @ES606 & zoom |
| Speaker |
Tomotaka Nishikawa (Nagoya U.)
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| Title |
Observational prediction of gamma-ray emission from knee-energy cosmic rays accelerated by
core-collapse supernovae |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Galactic cosmic rays (CRs) are commonly thought to undergo acceleration through diffusive shock acceleration
(DSA) mechanism within supernova remnants (SNRs). Recent observations of SNRs with ages ~10^2 - 10^3 yrs
indicate that the maximum energy of cosmic rays does not reach ~PeV level. Recently, Inoue et al. 2021
demonstrated through kinetic-MHD simulations that cosmic rays gain high energy up to 3 PeV when a blast wave
shock propagates through a dense circumstellar medium (CSM) within tens of days after the explosion. In
their model, the dense CSM is assumed to be created by a stellar wind of a red supergiant (RSG) with a
mass-loss-rate of 10^-3 M_Sun yr^-1, which is supported by recent observations of supernovae. To prove PeV
accelerations, observations of 100 TeV gamma-rays, which are generated by PeV CRs via neutral pion decay,
can be effective. However, these hadronic gamma-rays from a very young SNR can be hardly attenuated by
interactions with soft photons from the supernova photosphere and cosmic background radiations. Previous
studies argued that it is very hard to detect these gamma-rays if we assume a CSM formed by conventional RSG
wind with ~10^-5 M_Sun yr^-1. In this study, using the kinetic-MHD simulations data by Inoue et al. 2021, we
calculate the gamma-ray flux emitted from a blast wave shock propagating in the dense CSM by considering the
environmental attenuations. We find that we can expect considerably larger gamma-ray flux than that reported
in the previous studies, if we assume the modern mass-loss-rate wind of ~10^-3 M_Sun yr^-1. We predict that
the Cherenkov Telescope Array can detect 100 TeV gamma-rays even by 50 hours integration if a type II SN
happens in nearby galaxies within 4.8 Mpc. Based on the observed star formation rates, we can expect such an
event once per 10 years.
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| Date/Room |
May 15, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yuji Miko (Nagoya U.)
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| Title |
隕石の惑星大気進入による気流・熱状態への影響のモデリング |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
若い地球型惑星には頻繁に隕石が衝突し、その大気の進化には衝突過程が大きな影響を及ぼす。隕石衝突前の惑星大気は、地表からの熱により、地表付近の対流圏と上層の成層圏が存在する。しかし、隕石衝突により高温・高圧領域が発生、膨張することで、大気の流れや熱状態が大きく乱される。この流れは非常に複雑であり、流体シミュレーションにより調べる必要がある。
本研究ではAthena++を用いて、大気に突入する隕石が及ぼす影響について3次元流体シミュレーションを行った。大きな隕石の場合、地表に衝突し、エネルギーを解放することで爆発現象のような膨張が発生する。一方、小さな隕石の場合、大気中で破壊され、上空でエネルギー解放が起こる。また、隕石の軌道上に生じる煙突状の希薄領域も重要である。そこで、エネルギー解放領域と煙突状の希薄領域に分けて隕石の影響のモデル化を行った。そして、背景大気の初期条件として、下層に対流圏、上層に成層圏が存在している大気を用意し、以上のモデリングのもとシミュレーションを行った。その結果、エネルギー解放による膨張波が希薄領域で早く伝わることで、爆発領域付近の下層大気がはるか上層にまで運ばれることを確認した。
次に、本研究のシミュレーション結果を実際の隕石落下事例と比較した。2013年2月15日に小天体Chelyabinskが衝突したイベントは多くの観測がなされており、衝突体の大きさ、密度、進入角度など多くのデータがある。これらのデータと我々のモデルをもとに数値計算を行い、地表での圧力を求めた。本研究のシミュレーションの結果と実際の被害から推測される圧力分布を比較した結果、実際の被害分布を再現可能であり、モデルの妥当性が確かめられた。また、大気中での隕石の破壊に伴うエネルギー解放領域の形状に制限を与えることもできた。
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| Date/Room |
May 22, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kota Kobayashi (Nagoya U.)
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| Title |
大質量星による輻射フィードバック過程の多次元シミュレーション |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
大質量星によって形成するHII領域は、星周物質の構造に大きな影響を与え、分子雲破壊を引き起こすことでさらなる星形成活動を阻害する役割を持っていると考えられている。先行研究では球対称1次元における数値流体シミュレーションによりHII領域の膨張則の近似解が与えられた。一方、3
次元構造を考慮したHII領域の膨張過程に関する研究は十分に行われていない。HII領域の伝搬には周辺ガスの密度構造や複数の恒星からの輻射が大きな影響を与えるため、多次元的なガスおよび恒星の分布を考慮することが重要である。
本研究では、流体計算コードのAthena++を用いて大質量星形成によるフィードバックを考慮した3次元輻射流体シミュレーションの開発および計算を行った。テスト計算においては、球対称１次元の高精度な数値計算結果および解析解と比較して、良い一致を示すことが確認された。次に、複数の大質量星が存在する現実的な環境における場合の計算を実施した。その結果、HII領域同士の衝突箇所では高密度の中性領域が形成され電離効率が減少していることが確認できた。
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| Date/Room |
May 29, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Nanda Kumar (Universidade do Porto)
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| Title |
Star Formation in Hub-Filament Systems: A Unifying View |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Most stars in our galaxy form within clusters. Young stellar clusters (YSCs) exhibit well-defined
characteristics, including radius, mass segregation, and initial mass function. While low-mass stars take
roughly ten times longer to form than their high-mass counterparts, both populations emerge together before
radiative feedback from massive stars can disrupt the parent cloud. In this talk, I will present a unified
framework for star formation in hub-filament systems (HFS), offering a coherent explanation for these
observed properties. I will explore the mechanisms driving the accumulation of dense gas and dust in the hub
— the primary birthplace of massive stars — and discuss the evolving dynamics of magnetized HFS, including
new findings on the subject. Finally, I will conclude by outlining key unresolved questions in HFS star
formation.
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| Date/Room |
June 12, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Hayato Shimizu (Nagoya U.)
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| Title |
系外惑星の重力によるダストの非対称空間分布 |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
近年、直接撮像による系外惑星の検出が進展しており、これまでは木星のような巨大惑星の検出がされていたが、将来的には赤外線での地球型惑星の検出が期待される。一方、太陽系でも黄道光として知られるように、惑星周りにはダストが分布しており、ダスト熱輻射により惑星からの放射が埋もれてしまうか、逆に、ダストによる特徴的な構造が惑星の存在を示唆するといった可能性がある。したがって、惑星の直接撮像による検出を行う上では、惑星周囲のダスト分布、すなわちデブリ円盤の存在や構造を正確に考慮することが重要となる。
本研究では、太陽系の小惑星帯（2-3 au）を模擬した微惑星帯で定常的に生成されるダストが、ポインティング・ロバートソン効果（P-R効果）により内側に移動し、軌道半径1
auの地球質量惑星の周りに形成されるダスト分布を調べ、ダストの輻射フラックスを評価する。そのために、まず、中心星の輻射圧およびP-R効果を考慮し、中心星・惑星・ダストの3体からなる3次元軌道運動を数値計算により求めた。その結果をもとに、惑星周囲のダスト分布を求めた。計算領域を半径方向と方位角方向に分割し、各領域におけるダストの滞在時間を集計することで、円盤内のダストの数密度分布を得た。
次に、中心星光に対するデブリ円盤の赤外輻射フラックス比についても評価を行った。P-R効果によって主に落下してくるサイズのダストが、典型的なデブリ円盤のダストとなるため、ダストサイズを微惑星帯での衝突時間と落下時間から見積もった。この一連の調査の結果、明るいデブリ円盤では主に小さなダストが中心星へ落下するため、構造は滑らかで惑星検出に不利になるのに対し、暗いデブリ円盤では大きなダストが惑星周囲にまで落下して、特徴的な構造が形成されるため、惑星検出に有利になることが分かった。
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| Date/Room |
June 19, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Shusuke Utsumi (Nagoya University)
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| Title |
An Extension of Smoothed Particle Hydrodynamics to Elastic Dynamics Utilizing Spring Force Model
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Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Elastic dynamics plays a fundamental role in understanding the mechanical behavior of solid bodies, with
applications ranging from planetary collisions to engineered structures. Numerical methods, especially
particle-based approaches, have become indispensable tools for simulating such phenomena. In this study, we
develop a novel formulation of Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) extended to linear isotropic elasticity
by introducing a spring force model. Conventional SPH-based elastic solvers typically rely on the time
evolution of stress tensors, which not only increases computational cost but also leads to violations of
angular momentum conservation due to non-central inter-particle forces. Our spring-based approach resolves
these issues by expressing the deviatoric stress through central forces, thereby eliminating the need for
stress evolution equations and ensuring strict conservation of angular momentum. This simplification
dramatically reduces computational overhead while preserving physical accuracy. The proposed method is
particularly effective in simulating dynamic elastic events such as impacts and deformations. Through
numerical experiments, we demonstrate the robustness and efficiency of our approach.
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| Date/Room |
June 26, 13:00 @ES606 |
| Speaker |
Ryo Sawada (ICRR, The University of Tokyo)
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| Title |
Cosmic-Ray Bath in a Past Supernova Gives Birth to Earth-Like Planets |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
A key question in astronomy is how ubiquitous Earth-like rocky planets are. The formation of terrestrial
planets in our solar system was strongly influenced by the radioactive decay heat of short-lived
radionuclides (SLRs), particularly 26Al, likely delivered from nearby supernovae. However, current models
struggle to reproduce both the relative and absolute abundance of SLRs without destroying the protosolar
disk. We propose the ‘immersion’ mechanism, where cosmic-ray nucleosynthesis in a supernova shockwave
reproduces estimated SLR abundances at a supernova distance (∼1 pc), preserving the disk. We estimate that
solar-mass stars in star clusters typically experience at least one such supernova within 1 pc, supporting
the feasibility of this scenario. This suggests solar-system-like SLR abundances and terrestrial planet
formation are more common than previously thought.
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Rehearsal of presentations for the summer school by M1 students |
| Date/Room |
July, 17th 14:00- @ES606 |
| Speaker |
Akihito Asai (Nagoya University)
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| Title |
原始惑星系円盤進化を考慮した巨大惑星形成の理論的研究 |
| Speaker |
Kanoho Imata (Nagoya University)
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| Title |
高速度分子雲と銀河系円盤の相互作用の理論的研究 |
| Speaker |
Taisei Shioya (Nagoya University)
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| Title |
固体天体の衝突シミュレーションを用いた惑星形成段階における微惑星の衝突特性の理論的研究 |
| Speaker |
Yuki Tamaki (Nagoya University)
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| Title |
銀河中心アーク構造解明に向けて：シンクロトロン冷却不安定性による縞状化 |
| Speaker |
Kosei Nozaki (Nagoya University)
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| Title |
粒子法によるブラックホール周りの流体計算法の開発に向けて |
| Date/Room |
Octorber 2nd, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Riona Yamada (Nagoya U.)
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| Title |
Primordial Planetesimal Collisions with Dust Aggregate Equation of State |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Understanding planetesimal collisions is important for elucidating the fundamental physical mechanisms
involved in planetary formation.
Prior work has typically modeled planetesimals as monolithic rocky bodies with elastic material properties
(e.g., Sugiura et al., 2018), an approach that has successfully reproduced the morphology of many observed
asteroids. However, growing planetesimals are unlikely to have experienced thermal metamorphism. Therefore,
modeling them as monolithic rocks may fail to capture their actual internal structure and mechanical
behavior. Instead, it is necessary to assume a structure more similar to loosely bound dust aggregates,
which better reflects their primordial, unprocessed nature. In this study, we implement the equation of
state for dust aggregates proposed by Tatsuuma et al. (2019) into a Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH)
code to simulate planetesimal collisions. Each SPH particle is treated as a volume element of a dust
aggregate. This approach allows us to reproduce the bulk stress response of dust aggregates without
resolving individual dust particle interactions. Using this method, we carry out a systematic study of
planetesimal collisions through numerical simulations. We employ the Friend-of-Friend (FoF) algorithm to
identify collision fragments and quantitatively evaluate their masses. By varying parameters such as impact
velocity, impact angle, and mass ratio, we investigate the dependence of collision outcomes on these
parameters and the associated impact energy. These simulations provide new insights into how the internal
structure of primordial planetesimals influences collisional outcomes, offering a more realistic framework
for understanding the early stages of planetary accretion. Collisions among planetesimals govern the early
stages of planetary accretion. Previous studies typically modeled planetesimals as monolithic rocky bodies
with elastic strength. However, primordial planetesimals likely grew from submicron dust grains without
thermal processing, and their bulk behavior is better represented by porous dust aggregates. We implement
the dust aggregate equation of state proposed by Tatsuuma et al. (2019) into a Smoothed Particle
Hydrodynamics (SPH) code. Each SPH particle represents a volume element of dust aggregates, characterized by
compressive and tensile stresses. The method reproduces self-gravitating equilibrium structures consistent
with the Lane–Emden solution, confirming the reliability of the model. We then perform systematic
simulations of head-on and oblique collisions between planetesimals. Impact velocity, impact angle, and
projectile-to-target mass ratio are varied. Collision outcomes are evaluated by the mass of the largest
remnant normalized by the projectile and target masses. The simulations show transitions between merging,
partial accretion, hit-and-run, and disruption. We find that both impact angle and mass ratio strongly
influence these transitions. Near head-on collisions lead to accretion at low velocities but to disruption
at higher velocities. Oblique collisions reduce the range of accretion but suppress disruption. Increasing
mass asymmetry makes complete merging less likely, while requiring higher velocities for disruption. The
inclusion of tensile strength reduces mass loss and increases the stability of remnants. These results
indicate that the collisional outcome of primordial planetesimals is controlled not only by impact energy
but also by internal aggregate physics. Furthermore, the accretion threshold appears to be linked to energy
dissipation through compression, suggesting a path toward an analytic description of merging conditions.
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| Date/Room |
Octorber 9th, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Izumi Seno (Nagoya U.)
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| Title |
Dynamics of The Galactic Halo Gas as A Fuel of Star Formation in Milky Way Galaxy |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
In the Milky Way Galaxy, the total gas mass in the Galactic disk is approximately 10^9 M_sun, while the
current star formation rate is several M_sun / yr. At this rate, the disk gas would be depleted within 1
Gyr, rendering star formation unsustainable. However, observations show that star formation has continued
for about 10 Gyr. Recent multi-wavelength observations have revealed a substantial reservoir of
metal-enriched gas in the Galactic halo, extending over 100 kpc from the disk. These findings suggest that
inflows of halo gas play crucial roles in sustaining star formation over cosmic time. Nevertheless, the
detailed processes governing this gas inflow remain poorly understood.
In this study, we investigate “thermal instability” as a key mechanism driving gas inflow from the halo. We
consider the detailed physics of the halo, including galactic gravity, radiative cooling/heating, thermal
conduction, and cosmic ray diffusion. Then, we examine whether thermal instability can locally occur in
cosmic ray diffusing stratified galactic halo. Our results indicate that the hot halo gas is thermally
unstable and can spontaneously form cold, dense clouds. Furthermore, our calculations suggest that these
structures can be observed as High-Velocity Clouds (HVCs), which are widely observed in the halo but whose
origins are debated.
I will address three key questions, time permitting: (1) How does thermal instability behave in stratified
medium like the galactic halo? (2) Under what realistic conditions can the hot halo gas cool and condense?
(3) Are these condensed structures observable as HVCs?
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| Date/Room |
Octorber 16th, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Kenshin Onogawa (Nagoya U.)
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| Title |
JWSTで系外銀河に観測された円盤渦状腕バブル構造の理論モデル |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
近年、超新星残骸の衝撃波が星間ガスを繰り返し圧縮し、最終的に分子雲を形成するという「バブル・フィラメ ント・パラダイム」モデルが提唱された (Inutsuka+2015,
Pineda+2023)。このモデルでは、分子雲が集中してい る銀河円盤の渦状腕が球殻状のバブル構造で満たされると予言されており、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(以 下、 JWST)による近傍銀河
NGC 628 の赤外線観測で、予言されたバブル構造が確認された(Watkins+2023)。 しかし、観測されたバブル構造が、超新星残骸を起源とするのかは十分な議論がなされていない。そこで、観測
されたバブル構造が超新星残骸であるかどうか数値的な手法を用いて検証する。本研究では、超新星残骸の膨張
過程を冷却過程・熱伝導過程を考慮してシミュレーションを行い、超新星残骸が星間ガス中をどのように膨張す るのかについて詳細な議論を行った。さらに、得られた数値解から銀河面の密度および、密度分布を仮定するこ
とで超新星残骸に由来する理論的なバブル構造のサイズヒストグラムモデルを作成した。本講演では、シミュレー ション結果および、観測結果から銀河円盤の物理的状態を定量的に評価する手法を提案する．
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| Date/Room |
Octorber 21th, 16:30 @ES606 |
| Speaker |
Nadine Soliman (Institute for Advanced Study, USA)
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| Title |
How Dust Shapes Galaxies, Stars, and Magnetic Fields |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Astrophysical dust plays a crucial role in regulating the thermal, chemical, and radiative properties of the
interstellar medium, shaping the observable characteristics of a wide range of astrophysical environments.
In this talk, I will examine how dust interacts with radiation, gas, and magnetic fields to influence
processes such as wind launching in active galactic nuclei, star formation, and the generation of
large-scale magnetic fields. These examples highlight the importance of dust microphysics in advancing our
understanding of the physical mechanisms that drive the evolution of astrophysical systems.
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| Date/Room |
Octorber 24th, 16:00 @ES606 |
| Speaker |
Ryushi Miyayama (Nagoya U./Stanford U.)
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| Title |
Modeling Atmospheric Alteration on Titan: Hydrodynamics and Shock-induced Chemistry of
Meteoroid Entry |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
Meteoroid entry into planetary atmospheres generates bow shocks, resulting in high-temperature gas
conditions that drive chemical reactions. In this paper, we perform three-dimensional hydrodynamic
simulations of meteoroid entry using the Athena++ code, coupled with chemistry calculations via Cantera to
model the nonequilibrium chemistry triggered by atmospheric entry. Our aerodynamical simulations reveal the
formation of complex shock structures, including secondary shock waves, which influence the thermodynamic
evolution of the gas medium. By tracking thermodynamic parameters along streamlines, we analyze the effects
of shock heating and subsequent expansion cooling on chemical reaction pathways. Our results demonstrate
that chemical quenching occurs when the cooling timescale surpasses reaction rates, leading to the formation
of distinct chemical products that deviate from equilibrium predictions. We show that the efficiency of
molecular synthesis depends on the object’s size and velocity, influencing the composition of the post-entry
gas mixture. Applying our model to Titan, we demonstrate that organic matter can be synthesized in the
present environment of Titan. Also, we find that nitrogen, the dominant atmospheric component, remains
stable, while water vapor is efficiently removed, a result inconsistent with equilibrium chemistry
assumptions. Moreover, we compare our simulation results with laser experiments and find good agreement in
chemical yields. Finally, we also evaluate the impact on Titan’s atmosphere as a whole, showing that
meteoroid entry events could have played a significant role in supplying molecules such as HCN during early
Titan’s history.
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| Date/Room |
Octorber 30th, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Yuji Miko (Nagoya U.)
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| Title |
高解像度流体シミュレーションを用いた隕石の惑星大気進入がもたらす気流・熱状態への影響の理論的研究 |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
若い地球型惑星には頻繁に隕石が衝突し、その大気の進化には衝突過程が大きな影響を及ぼす。特に小さい隕石の場合、大気との相互作用により、上空に高温・高圧領域が発生、膨張することで、大気の流れや熱状態が大きく乱される。この流れは非常に複雑であり、流体シミュレーションにより調べる必要がある。本研究ではAthena++を用いて、大気に突入する隕石が及ぼす影響について高解像度3
次元流体シミュレーションを行った。直径100 m以下の隕石は大気中で破壊され、上空でエネルギー解放が起こる(Shuvalov & Trubetskaya,
2007)。また、隕石の軌道上に生じる煙突状の希薄領域は、大気の熱状態や気流に大きな影響を与える(Shuvalov & Artemieva,
2002)。そこで、エネルギー解放領域と希薄領域に分け、隕石破壊に伴う大気状態の変化のモデル化を行った。背景大気の初期条件として、地球の温度プロファイルを模した大気を用意し、このモデリングのもとシミュレーションを行った。
次に、本研究のシミュレーション結果を実際の隕石落下事例と比較した。2013 年2 月15
日に小天体Chelyabinskが落下したイベントは多くの観測がなされており、隕石の大きさ、進入速度など多くのデータがある(Popova et al.,
2013)。これらのデータと我々のモデルをもとに数値計算を行い、地表での圧力を求めた。本研究の計算結果と実際の被害から推測される圧力分布を比較した結果、実際の被害分布を再現可能であり、モデルの妥当性が確かめられた。その結果、エネルギー解放領域の形状、及び隕石の破壊過程で大気に与える運動エネルギーの比率について制限を与えることができた。また、進入角度を変えた計算も行い、爆発によって上空に流出する大気量の角度依存性を調査した。その結果、隕石の軌跡付近の大気が最大で90%高高度へ輸送されることが分かった。この結果をもとに、大気進入によって生成される化学種の拡散過程についての議論も行う。
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| Date/Room |
November 5th, 14:00 @ES035 |
| Speaker |
Kota Kobayashi (Nagoya U.)
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| Title |
大質量星からの輻射フィードバックによる分子雲破壊過程の三次元輻射流体計算 |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
大質量の恒星が形成する HII
領域は、星周物質の構造に大きな影響を与え、分子雲破壊を引き起こすことでさらなる星形成活動を阻害する役割を持っていると考えられている。先行研究では球対称１次元における数値流体シミュレーションにより HII
領域の膨張則の近似解が与えられた。一方、３次元構造を考慮した
HII領域の膨張過程に関する研究は十分に行われていない。HII領域の伝搬には周辺ガスの密度構造や複数の恒星からの輻射が大きな影響を与えるため、多次元的なガスおよび恒星の分布を考慮した計算を行うことが重要である。
そこで本研究では、流体計算コードであるAthena++を用いて大質量星形成によるフィードバックを考慮した３次元輻射流体シミュレーションを行った。その結果、大質量星が密集している領域においては単独で存在している場合と比較して、輻射フィードバックの効率が最大で50%程度減衰することが確認できた。さらに，高密度のガスについては輻射の影響が小さく，その中での星形成は止められないことが示唆されている。ここで得られた結果をもとに、現実的な環境下におけるHII領域の伝搬による分子雲破壊効率、および星形成効率の変化について議論を行う。
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| Date/Room |
November 25th, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Wataru Oyama (Kyoto U.)
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| Title |
後期降着した星間ガスは中心星に届くか? : 円盤内の角運動量輸送VS 質量損失 |
Abstract |
Abstract (Click to expand/collapse)
近年の高解像度観測により、年齢が 1 Myr を超える原始惑星系円盤でも細長い降着流（streamer）が確認されており、後期の星間ガス降着（late
infall）が円盤進化や中心星への降着を引き続き制御している可能性が示唆されている。特に Lupus
星形成領域の一部では、周囲のガス密度と恒星降着率の間に正の相関が見られることから、このシナリオを支持しているようにも見える。しかし、流入したガスは光蒸発や円盤風によって失われたり、外縁部に滞留してしまう可能性もあり、こうした後期降着が本当に降着率を増強するのかは依然として不明である。本発表では、この問題に取り組むため、後期降着の影響を考慮に入れた円盤面密度の
1 次元・長期（∼1–10
Myr）進化計算を行った研究について発表する。本研究の結果、光蒸発による円盤ガスの散逸を乗り越えて中心星への持続的な降着を実現するには、効率的な内向き質量輸送が不可欠であることが分かった。粘性が強ければガスを内側へ運ぶことは可能だが、円盤が過度に広がってしまい、Lupus
星形成領域の円盤に見られるコンパクトな円盤とは整合しない。一方、磁場によって駆動される MHD 円盤風は角運動量を効率的に除去しつつ円盤を拡大させないため、後期降着によって観測される降着率を維持することが可能である。
以上の結果から、もし Lupus における降着率–ガス密度の相関が後期降着に起因するのであれば、MHD 円盤風による角運動量抽出が円盤降着を支配する主要プロセスであった可能性が示唆される。
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| Date/Room |
November 28th, 16:00 @ES621 |
| Speaker |
Hayato Shimizu (Nagoya U.)
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| Title |
地球のような系外惑星検出に向けた惑星重力によるデブリ円盤の非対称空間分布の理論的研究 |
Abstract |
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直接撮像により系外惑星とデブリ円盤が同時に検出されるようになってきている．惑星周囲のダストが濃く一様な分布ならば，その熱輻射は惑星からの放射を覆い隠してしまう．一方，惑星重力によって形成される特徴的なダスト分布が顕著に観測されるならば，惑星の存在を示唆する手がかりとなり得る．したがって，惑星の直接撮像による検出を行う上では，惑星周囲のダスト分布，すなわちデブリ円盤の構造や輻射を正確に考慮する必要がある．本研究では，太陽系に類似した系において，1天文単位（au）の円軌道上を公転する地球質量惑星周辺のダスト分布を調査した．ダストは2-3
auの微惑星帯から供給され，ポインティング・ロバートソン効果（P-R効果）により内側へ落下する．中心星の輻射圧，P-R効果，惑星重力を考慮し，中心星・惑星・ダストの3体からなる3次元軌道運動を数値計算により求めた．計算領域を半径方向と方位角方向のメッシュに分割し，粒子の滞在時間を集計することで，定常状態のダストの数密度分布を得た．その結果，大きなダストは惑星の周囲に特徴的な構造を形成するのに対し，小さなダストは滑らかで構造のない円盤を形成することがわかった．得られたダスト構造を用いて，中心星光に対するデブリ円盤の赤外輻射フラックスを評価した．ダストの供給源である微惑星帯において，衝突時間と
P–R 効果による落下時間を比較することでサイズ分布を見積もり，代表的な5つのサイズを組み合わせて円盤の輻射を再現した．また，Dannert et
al.（2022）と整合する系外黄道光ダストの光学的厚みを採用した．その結果，光学的厚み τ
が小さい場合には，特徴的なダスト構造が惑星の存在を強く示唆することがわかった．このように光学的に薄い微弱なデブリ円盤では，ダスト構造と地球質量惑星の両方が将来の赤外直接観測により検出可能となる可能性が示された．
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| Date/Room |
December 1st, 14:00 @ES606 |
| Speaker |
Syusuke Utsumi (Nagoya U.)
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| Title |
Formation of Brown Dwarfs: An Alternative Scenario |
Abstract |
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Brown dwarfs occupy the mass range between stars and planets (0.01–0.08 solar mass) and burn deuterium only
briefly because their central temperatures remain low. Their formation pathways are still debated. Common
“scaled-down star formation” scenarios—such as the collapse of filamentary clouds or the fragmentation of
turbulent density peaks—face both observational and theoretical challenges. An alternative idea proposes
that close encounters between circumstellar disks can form brown dwarfs by collapsing a transient,
gravitationally unstable bridge (Fu et al. 2025). To test this, we perform systematic Smoothed Particle
Hydrodynamics simulations under realistic conditions.
We find that collapse occurs only when disk masses exceed 10% of the host star and when the encounter
pericenter is similar to the disk radius. Such disks are likely to fragment before any encounter, and
encounters this close are probably rare. We therefore conclude that disk–disk encounters are unlikely to be
a major formation channel for brown dwarfs. We also discuss implications for existing theories and outline
prospects for future observations.
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| Date/Room |
December 8th, 13:00 @Lounge at West-North Corner of 6th Floor of ES-Building |
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Interim presentation by undergraduate students
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| Speaker |
Mizuki Inoue |
| Title |
フェルミ加速におけるアルフベン波による荷電粒子の散乱過程 |
| Speaker |
Sota Kato |
| Title |
現実的な衝突モデルを用いた巨大衝突ステージN体シミュレーションに向けて |
| Speaker |
Sota Maruyama |
| Title |
円偏光アルフヴェン波による荷電粒子の反射の再現 |
| Speaker |
Kento Morita |
| Title |
光蒸発によるJuMBOsの形成 |
| Date/Room |
January 27, 16:00 @ES606 |
| Speaker |
Wataru Ooyama (Kyoto U.) |
| Title |
原始惑星系円盤進化に対する後期星間ガス降着の影響 |
| Abstract |
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本発表では、原始惑星系円盤進化に対する後期星間ガス降着の影響を理論的に検証した研究について、前回十分に議論できなかった点も含めてレビューする。近年の高解像度観測により、年齢が 1 Myr
を超える原始惑星系円盤においても細長い降着流（streamer）が検出されており、星間ガスの後期降着（後期星間ガス降着；late
infall）が円盤進化や中心星への降着を引き続き左右している可能性が示されている。とりわけ Lupus
星形成領域の一部では、周囲のガス密度と中心星降着率との間に正の相関が報告されており、この描像を支持する観測的証拠とも解釈できる。一方で、流入したガスは光蒸発や円盤風によって失われたり、円盤外縁部にとどまる可能性もあるため、後期降着が実際に中心星降着率の増加につながるかどうかは依然として明らかではない。
本研究ではこの点を検証するため、後期降着を取り入れた円盤表面密度の 1 次元・長時間（~
Myr）進化計算を行った。その結果、光蒸発による質量損失に抗して中心星への降着を維持するには、円盤内での効率的な内向き質量輸送が不可欠であることが分かった。内向き輸送が不十分な場合には円盤にギャップが形成され、中心星降着が著しく抑制される。ギャップ形成の有無は、円盤ガスの降着タイムスケールと散逸タイムスケールの大小関係から概ね予測可能である。また、ギャップが形成されない場合であっても、外部から降着したガスの一部は中心星まで到達できないことが示された。
粘性トルクが強い場合には十分な中心星降着率を維持できるものの、同時に円盤が過度に拡張し、Lupus における観測される比較的コンパクトな円盤構造とは整合しない。これに対して、磁場によって駆動される MHD
円盤風は、円盤を大きく広げることなく角運動量を効率的に除去できるため、後期降着下でも観測される降着率を再現可能である。
以上より、もし Lupus における降着率と周囲ガス密度の相関が後期降着に起因するのであれば、円盤進化において MHD 円盤風による角運動量輸送が支配的な役割を果たしていた可能性が高いことが示唆される。
ただし、本研究では星間ガス降着率の分布として単純化したモデルを仮定している点に留意する必要がある。実際に 2
次元シミュレーションを行ったところ、動径方向に非一様な降着分布が示唆された。より現実的な星間ガス降着率分布の導出およびその影響の検証は、今後の重要な課題である。
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