理論コロキウム 2012 アブストラクト

04/16Yamac PehlivanNeutrino self refraction in the light of many-body physics
アブストラクト
Neutrino self-refraction is the process by which neutrino-neutrino scattering contributes to the flavor evolution of a sufficiently dense neutrino gas. Such high neutrino densities are believed to be achieved in the core-collapse supernovae, in the Early Universe and possibly in other astrophysical sites. In a way neutrino self-refraction is similar to the ordinary matter enhancement of neutrino oscillations in the Sun but a detailed analysis of the former, like any other self interacting system, calls for an exploration of its many-body aspects. In this talk I will review the effects of self-refraction on neutrino flavor oscillations with an emphasis on the many-body character of the problem. In particular, I will draw attention to the dynamical similarities between the self-interacting neutrino gas and some other many-body systems that we are familiar with, like the system of electron pairs in a superconducting metal. I will also discuss how this kind of analysis may contribute to our understanding of the role of neutrinos in astrophysics.
04/16Cemsinan DelidumanNeutron Star Equation of State by the Theory of Gravity
アブストラクト
We will present a study of the neutron star (NS) solutions in specific alternative gravity models with perturbative method. The aim of this research is to understand the effect of modifications in gravity physics on NS structure and this way to eliminate either the specific alternative gravity model or the specific equation of state (EoS) for the nuclear matter of NS. The alternative gravity model under study is the simplest modification of Einstein's gravity with f(R) = R +αR^2. We find constraints on α for a variety of EoSs using the recent observational constraints on the mass-radius relation. The mass-radius relations will be presented for six representative EoSs. Some of the soft EoSs that are excluded within the framework of general relativity can be reconciled with the 2 solar mass neutron star recently observed, for certain values of α. For some of the EoSs we find that a new solution branch, which allows highly massive neutron stars, exists for values of α greater than a few 10^9 cm^2. We will also comment on neutron star solutions in a similar gravity model whose Lagrangian is given by R + β R_μνR^μν.
04/18Gordon Ogilvie (University of Cambridge)Astrophysical tides and planet-star interactions
アブストラクト
04/25脇田茂 (CfCA)太陽系星雲内の氷微惑星の熱進化
アブストラクト
アブストラクト:隕石の観察結果から隕石の母天体、すなわち微惑星内部で熱を受けたことがわかっている。放射性元素の崩壊熱が主な熱源だと考えられ、微惑星の熱進化モデルがたてられてきた。微惑星のサイズや形成時期には諸説あり、幅広いパラメーター(サイズや熱源の量)を用いた微惑星の熱進化が必要とされる。今回の研究では、氷を含む氷微惑星に注目し、その熱進化の数値計算を行った。岩石と氷の化学反応や、コア形成モデルといった物質進化も考慮した。その結果、微惑星の形成時期が化学反応の発生の可否に重要であることがわかったので、それについての紹介を行う。
04/18Gordon Ogilvie (University of Cambridge)Astrophysical tides and planet-star interactions
アブストラクト
05/09鈴木昭宏 (CfCA)重力崩壊型超新星からのEarly high-energy emission
アブストラクト
アブストラクト:大質量星は鉄コアの重力崩壊に駆動される大爆発を経てその一生を終え、その光は超新星として観測される。 超新星の観測は古くから主に可視光領域において精力的に進められてきたが、 近年の観測技術の発展から、爆発直後の段階の放射をUVやX線,ガンマ線観測において検出することが可能になってきた。 このような早期段階の電磁波放射には、超新星ショックブレイクアウトと呼ばれるUV/X線フラッシュや一部のIc型超新星に付随するガンマ線バーストが含まれる。 本講演では、超新星ショックブレイクアウトのレビューを行うとともに、私がここ数年で進めてきた超新星ショックブレイクアウトに関する理論的な研究を紹介する。
05/16Prof. Richard D. Sydora (Department of Physics, University of Alberta, Cananda)Hybrid Magnetohyrodynamic-Kinetic Electron Simulation of Particle Energization in Magnetic Field Line Resonances with Space and Astrophysical Applications
アブストラクト
アブストラクト:In this talk I will present the results of a novel hybrid MHD-Kinetic simulation model that can be used to investigate energy dissipation via electron energization in standing shear Alfven waves that can arise in the time evolution of magnetic field line resonances. These shear waves typically arise from mode conversion of compressional Alfven waves to shear Alfven waves in the presence of plasma inhomogeneity and can support a parallel electric field that can accelerate particles. I will present results from our modeling of standing shear Alfven waves developing in geomagnetic field line resonances, along with observations, and discuss the applicability of this physical system and simulation approach to stellar coronal magnetic loops and magnetically compact objects such as neutron stars.
05/23小田 寛 (CfCA)磁気圧優勢円盤とそのブラックホール候補天体への適用
アブストラクト
アブストラクト:アウトバースト中の銀河系内ブラックホール候補天体はX線スペクトルの状態遷移を示し、典型的には暗くPower-Law成分が支配的なLow/Hard状態から明るく円盤黒体放射成分が支配的なHigh/Soft状態へと遷移する(Hard-to-Soft遷移)。これらは質量降着率の変動に伴う降着円盤の状態遷移によって引き起こされ、光学的に薄く高温な放射非効率降着流から光学的に厚く低温な標準円盤への遷移で説明されると考えられている。しかし近年の観測により、Low/Hard状態後に明るくPower-Law成分が優勢なスペクトル状態へ遷移することが報告されている。このスペクトル状態は「質量降着率は高く、光学的に薄い(やや低温な)降着円盤」の存在を示唆しており、従来モデルでは説明できない。また幾つかのアウトバーストではその状態後に電波フレアが観測されており、(高温な放射非効率降着流からではなく)このやや低温な降着円盤からのジェット噴出を示唆している。  Oda et al. (2007;2009)の一温度プラズマを仮定した磁気圧優勢円盤の一次元定常解は、明るくPower-Law成分が優勢なスペクトル状態が示唆する円盤状態と良く一致する。Oda et al. (2010; 2012)ではX線スペクトルを計算する上で重要な電子温度を正しく求めるため、これを二温度プラズマに拡張した。その結果、磁気圧優勢円盤状態での光度、電子温度は明るくPower-Law成分が優勢なスペクトル状態を説明できる事が解った。本講演では磁気圧優勢円盤の構造、放射スペクトルについて、またジェット噴出の可能性についても議論する。
05/30銭谷誠司(理論部)無衝突磁気リコネクションの磁気拡散領域の衛星プラズマ観測
アブストラクト
アブストラクト:磁気リコネクションは、太陽・恒星フレアや惑星磁気圏の磁気嵐を引き起こす 重要なプラズマ素過程である。リコネクションでは、磁力線が繋ぎ変わるX点近くに プラズマ理想条件(E + v x B = 0)が破れる「磁気拡散領域」が存在し、 系全体の発展に大きな影響を及ぼしている。 近年の研究では、無衝突磁気リコネクションのX点周辺構造が 予想以上に複雑であることがわかってきた。これを契機に 磁気拡散領域の定義・判定方法を巡って論争が続いている。 我々は昨年、プラズマ理想条件の代わりに 新しい磁気エネルギー散逸量(電子系散逸量)を使って 磁気拡散領域を定義し直すことを提案した。 今回は、この磁気拡散領域および散逸量問題を、 地球磁気圏を周回する GEOTAIL 衛星のデータを使って検証する。 2003年5月15日、GEOTAIL は地球磁気圏夜側 28 R_E(地球半径)で、 磁気リコネクションを観測した。この観測イベントでは、衛星の軌道の関係で リコネクションの内部構造を非常によく分解することが出来た。 我々は、プラズマ観測機器(LEP)や電場観測機器 (EFD) のデータを使って 上記の散逸量を評価し、ちょうどX点と思われる位置で 散逸量が有意に増えていることを突き止めた。 これは、GEOTAIL が磁気拡散領域を直接、通過したことを意味する。 惑星磁気圏夜側で磁気拡散領域を観測した研究は、世界で初めてである。 本講演では、運動論リコネクションの2次元基本構造を紹介した後、 いくつかの観測機器の原理を解説する。 そして、2003年5月15日イベントの観測結果と散逸量の評価結果を紹介し、 リコネクション理論との対応・示唆を議論する予定である。
06/06松本仁(CfCA)希薄波が相対論的高温ジェットに与える影響
アブストラクト
活動銀河核ジェットやガンマ線バーストはローレンツ因子にして10-100程度の超相対論的なジェットだと考えられている。しかし、相対論的ジェットの加速や収束性、ジェットの安定性など、その物理機構は未だ十分には理解されていない。 近年 Aloy & Rezzolla (2006)は、高温の相対論的ジェットがジェット外部の媒質との境界付近で加速されることを指摘した。この加速は高温のジェットの境界で希薄波が発生し圧力が下がることで、ジェットの内部エネルギーがバルクの運動エネルギーに転換されるために生じる。ジェットの境界で生じた希薄波はジェットの中心に向かって伝搬するため、ジェット中心ではあらゆる方向から伝搬して来た希薄波が相互作用し、ジェットの加速やダイナミクスに影響を与える可能性があるが、その効果は未だ調べられていない。 本研究では相対論的流体シミュレーションを行い、ジェット中心での希薄波の相互作用がジェットのダイナミクスに与える影響を調べた。その結果、相対論的高温ジェット中では希薄波の相互作用によりジェット中心領域で圧力が急激に減少することがわかった。圧力の急激な減少はジェットを加速するとともに、ジェット内向きの圧力勾配力を生じさせる。今回の発表では、この内向きの圧力勾配力がジェットに与える影響について詳しく議論する。
06/13藤本桂三(理論部)無衝突磁気リコネクションにおけるプラズモイド駆動乱流
アブストラクト
無衝突プラズマ中で実効的な衝突効果を生み出す新たな物理機構を提案する。 磁気リコネクションは、磁気エネルギーをプラズマの運動エネルギーに開放することによって、地球磁気圏サブストーム(オーロラサブストーム)や太陽フレアの発生過程において重要な役割を担う現象として注目されている。驚くべき点は、宇宙プラズマの多くが非常に希薄でほぼ無衝突な状態であるにもかかわらず、大きな磁気拡散が実現されている点である。無衝突プラズマにおいて高速磁気リコネクションを可能にする磁気拡散機構の解明は半世紀以上にわたる懸案事項である。本研究では、先進的な計算技法を駆使することによって大規模な3次元粒子シミュレーションを実現し、この難問に挑戦した。その結果、電流層に沿ってこれまで認知されていなかった電磁波動が励起し、これによって電子の異常運動量輸送(異常磁気拡散)が発生することが明らかになった。特に、プラズモイドの発生にともなって電磁波動が増幅され異常磁気拡散が強化されることが見出された。講演では、最新のシミュレーション結果と線形解析結果をもとに、無衝突プラズマにおける新たな磁気拡散機構を報告する。
06/20小久保 英一郎(理論部)微惑星の運動と集積の物理
アブストラクト
惑星系形成の標準シナリオでは、惑星はガスとダストからなる原始惑星系円 盤から形成される。固体惑星の構成要素は微惑星とよばれる小天体で、ダスト の集積によって形成される。微惑星の軌道は微惑星どうしの重力二体緩和によっ て進化する。粘性加熱によってランダム速度(基準面円運動からのずれ)が増加 し、力学的摩擦によってランダムエネルギーの等分配が実現される。微惑星集 積の初期の成長モードは暴走的成長である。すなわち、大質量の微惑星ほど速 く成長する。原始惑星(暴走的成長微惑星)がある臨界質量を超えると、成長モー ドは寡占的成長となる。寡占的成長では同程度の質量の原始惑星が一定間隔で 形成される。地球型惑星形成の最終段階は原始惑星どうしの巨大衝突になる。 このような惑星系形成過程は散逸自己重力粒子円盤の進化としてとらえるこ とができる。粒子の速度分布、空間分布、質量分布が互いに相互作用しながら 複雑な進化を見せる。ここでは微惑星の運動と集積の基本物理を多体シミュレー ションを示しながら解説し、今後の課題について議論する。
06/27天野孝伸(東大)パルサー風の終端衝撃波における電磁エネルギーの散逸
アブストラクト
パルサー風は中心星に起因する非常に強い磁場を伴っていると考えられているが、その一 方で観測からはパルサー風は弱く磁化した状態であること示唆されており、電磁エネルギー から粒子エネルギーへの効率の良い変換過程が存在すると考えられている。 本講演では新規に開発した相対論的2流体シミュレーションコードを用いた相対論的衝撃波 とパルサー風の相互作用のシミュレーション結果について議論する。特にパルサーの回転 周波数が衝撃波近傍におけるプラズマ周波数よりも高い時に見られる磁気流体近似の予測 とは全く異なる特異な衝撃波構造と電磁エネルギーの散逸過程について詳しく述べる。
07/04Michael A. Famiano(Western Michigan University)Nuclear Physics Inputs and Astronomical Observations for Heavy Element Nucleosynthesis
アブストラクト
Nuclear physics plays a fundamental role in nearly every stellar process observed, and constraints on nuclear physics lie primarily in astronomical observations. In particular, elemental abundances and light curves have provided input to nuclear physics predictions and experiments. An overview of progress in nuclear physics theory and experiment over the past half-decade will be discussed. In particular, elemental abundances of metal-poor halo stars will be discussed along with the the nuclear physics constraints necessary to describe these abundances. As an experimental aside, light-curve observations of X-ray bursts are presented as a springboard for recent radioactive ion beam accelerator experiments.
07/11水田晃(KEK)ガンマ線バーストジェットからの熱的放射
アブストラクト
ガンマ線バーストは数秒から数十秒、主にガンマ線の波長でエネルギーでは夜空で最も明るく輝く突発的天体現象である。90年代後半から専用観測衛星の開発により観測が進みその理解が劇的に進んだ。ガンマ線バーストという現象は強い指向性を持ったジェット状のアウトフローからの放射を正面から見ていると考えられており、ローレンツ因子にして100以上の超相対論的速度を持つと考えられている。我々は、ジェットのダイナミックスを相対論的流体シミュレーションを用いて研究を行っている。 ガンマ線バーストの放射機構に関しては、非熱的な高エネルギー電子と磁場の相互作用によるシンクロトロン放射、あるいは逆コンプトン散乱など非熱的放射も考えられているが、爆発源として考えられている火の玉が膨張し、プラズマが冷え切る前にジェット内部が観測者に対し光学的に薄くなった場合、光球面からの熱的放射も期待される。そこで、流体シミュレーションから光球面を求め、熱的放射成分に関して光度曲線、スペクトルなどジェットと視線方向の向きも考慮して求めた。 今回は特異な重力崩壊型超新星爆発を基にしたモデルを用いた。このような場合特に親星内部を通過する際に生じる内部衝撃波は星周空間に広がる際にも残り、衝撃波加熱によってジェットが光学的に薄くなるまで冷えずに強い熱的放射が見られ、観測を説明するに十分な光度が得られた。また、ジェット内部の不連続構造から秒スケールの時間変動が再現され、様々な温度の放射の重ね合わせによって、観測に近いスペクトルが得られた。 ジェットの開き角とエンジンの相関の理論モデルに向けて行っている高解像度計算の結果に関しても紹介する。
10/10安武 伸俊(千葉工業大学)Thermodynamical description of hadron-quark phase transition and its implications on compact-star phenomena
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One of the most promising possibilities may be the appearance of quark matter in astrophysical phenomena in the light of recent progress in observations. The properties of deconfinement is not well understood, but the thermodynamical aspects of hadron-quark (HQ) phase transition have been extensively studied in recent years. Then the mixed phase of hadron and quark matter becomes important; the proper treatment is needed to describe the HQ phase transition and derive the equation of state (EOS) for hadron-quark matter, based on the Gibbs conditions for phase equilibrium. We here use a realistic EOS for hyperonic matter in the hadron phase. For quark matter we further try to improve the previous EOS by considering other effective models of QCD. One of the interesting consequences may be the appearance of the inhomogeneous structures called ”pasta”, which are brought about by the surface and the Coulomb interaction effects. We present here a comprehensive review of our recent works about the HQ phase transition in various astrophysical situations: cold catalyzed matter, hot matter and neutrino -trapped matter. We show how the pasta structure becomes unstable by the charge screening of the Coulomb interaction, thermal effect or the neutrino trapping effect. Such inhomogeneous structure may affect astrophysical phenomena through its elasticity or thermal properties. Here we also discuss some implications on supernova explosion, gravitational wave and cooling of compact stars.
10/17大平 豊(青山学院大学)中性粒子が与える超新星残骸の無衝突衝撃波への影響
アブストラクト
星間空間は一般に完全電離状態ではない。 銀河宇宙線の源として最有力候補である超新星残骸の衝撃波は、一般にそのような部分電離プラズマ中を伝搬する。超新星残骸の衝撃波は、クーロン散乱が無視できるような無衝突衝撃波であるが、部分電離プラズマ中の無衝突衝撃波の構造はよくわかっていない。本講演では、中性の水素原子が超新星残骸の無衝突衝撃波へ与える影響について紹介する。中性の原子を考慮することによって、多くの超新星残骸の観測結果を説明できる。
10/24和南城 伸也(光赤外)重元素の起源:超新星爆発 vs. 中性子星合体
アブストラクト
鉄より重い元素,特に原子番号60以上の元素の大部分―ランタノイド等のレアアース,金などの貴金属,ウランなどの核燃料物質―は中性子捕獲による核融合連鎖の一つであるrプロセスによってつくられる。rプロセスのメカニズムが最初に提唱されてから既に半世紀以上経た現在,その起源となる天体は未だに明らかにされていない。これまで起源天体の最有力候補であった超新星爆発は,最新の数値流体シミュレーションにより,rプロセスに必要な中性子過剰率が得られないことが指摘されている。もう一つの有力候補である連星中性子星の合体については,これまで詳しい元素合成の計算がほとんど行われていない。我々は,最新のニュートリノ輸送を考慮した2次元シミュレーションによるセルフコンシステントな超新星爆発モデルに基づく元素合成の計算を行った。これは,従来のように爆発エネルギーや中性子過剰率等のパラメーターを含まないので,極めて信頼性が高い。また,中性子星合体については,形成されるブラックホール降着円盤からのニュートリノ加熱物質流についても考慮して元素合成の計算を行った。これらの結果に基づき,超新星爆発と中性子星合体がそれぞれ原子番号50以下およびそれ以上のrプロセス元素の起源となりうることを示す。中性子星合体のrプロセス崩壊熱によるIa型超新星と類似した現象 (kilo nova) の観測可能性についても述べる。
11/19Edwige Chapillon (ASIAA)Molecular lines observations of protoplanetary disks
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Understanding the structure and evolution of disks surrounding young low-mass stars is one of the key issues to study the process of planet formation. Nevertheless the overall properties of those disks are not yet well constrained by observations. Observations of molecular lines is a useful tool to constrain the disks physical structure, as different molecules sample different physical conditions. Beside the abundant CO, several other molecules have been detected in the outer part of the disks in the millimeter domain (e.g. HCO+, H2CO, CS, HCN, CN...). In this talk I will present recent results obtained with both single dish and interferometer, and I will confront them to models of protoplanetary disks, in particular to the layered structure that is predicted by all chemical model so far.
11/19Hideko Nomura (Kyoto University)Modelling line of molecules in protoplanetary disks - diagnosing gas and dust evolution
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Thanks to the recent development of (sub)mm and infrared instruments, it has become possible to detect transition lines of various kinds of molecular species in protoplanetary disks. ALMA will be able to detect molecular lines from the inner disks, which will reveal detailed physical and chemical structure of planet-forming region in the disks. In this work we have studied the chemical structure of protoplanetary disks, using a comprehensive astrochemical reaction network together with detailed treatment of UV and X-ray irradiation from the central stars. We also calculate molecular line emission from the disks, and (i) diagnose dust size growth and turbulent mixing, using infrared water lines observed by the Spitzer and Herschel space telescopes, and propose to (ii) diagnose ionization degree which is related to magnetorotational instability and gas accretion and (iii) gas temperature and photoevaporation process of disks in young star cluster, using (sub)mm lines observable with the ALMA.
11/21加藤成晃(ひので)Numerical Modeling of Dynamic Solar Atmosphere
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We investigate the generation of shock waves near the photosphere by convective downdrafts in the immediate surroundings of the magnetic flux concentration, using radiation magnetohydrodynamic (RMHD) 2D simulations of the solar atmosphere. The simulations comprise the layers from the upper convection zone to the lower corona. We call this the "magnetic pumping process". We find that the generated slow modes via magnetic pumping travel upward along the magnetic flux concentration, developing into a shock wave in chromospheric heights. The waves continue to propagate further up through the transition region and into the corona. In the course of propagation through the transition layer, a small fraction of the longitudinal slow mode is converted into a transverse wave mode. We report on how much energy is deposited by propagating shock waves through the transition region and we discuss the the dissipation process above the photosphere within the magnetic flux concentration.
11/28井上剛志(青山学院大学)相対論的磁化プラズマにおける電流層の新しい不安定性と速い磁気リコネクションの駆動
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パルサーやガンマ線バーストといった高エネルギー天体現象を理解する為には相対論的に磁化したプラズマの磁気エネルギーが磁気リコネクションを介してどのようにプラズマの運動エネルギーや熱エネルギーに変換されるのかを理解する必要がある。本発表では最近発見された相対論的磁化プラズマ中の電流層の新しい不安定性(Inoue 2012, ApJ)について解説し、その不安定が乱流リコネクションと呼ばれるプラズマの微視的散逸係数によらない非常に効率的な磁気リコネクションを引き起こし得ることを示す。最後にそのような状況を再現した最新の相対論的MHDシミュレーションの結果を紹介する。
12/19須田 拓馬(光赤外)低金属量AGB星進化から探る銀河系宇宙初期における初期質量関数の変遷
アブストラクト
宇宙初期に形成されたと考えられている銀河系ハローの金属欠乏星の中には炭素過剰を 示す星が数多く発見されており、その元素組成はAGB星を起源とする連星間質量輸送に よるものと考えられている。  我々はこれまでに、初期質量関数のピークが10太陽質量程度であると仮定することで 銀河系ハローの炭素過剰星の分布が再現できることを示してきた。その一方で、 このような初期質量関数は窒素過剰の星も数多く生成されることが予測され、実際の 観測と整合しないという批判を受けている。  本研究では、AGB星からの質量放出が低金属量下では抑制されるという最新の理論に 基づき、連星進化の種族合成モデルを構築した。このモデルによって、炭素、窒素過剰星の 分布が説明可能であることを示すとともに、ハロー星の分布がSalpeter型の初期質量関数 では説明できないことを実証する。また、この結果から得られる化学進化への影響に ついても議論する。
1/16橋詰 克也(総研大 M2)tbd
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1/30Hasegawa Yasuhiro(ASIAA)Planet traps in protoplanetary disks and the formation and evolution of planetary systems
アブストラクト
One of the most fundamental problems in theories of planet formation in protoplanetary disks is planetary migration that arises from resonant, tidal interactions between protoplanets and the natal disks. As shown by many previous studies, the interactions generally drain the angular momentum of planets so efficiently and jeopardize the existence of any planetary system around the central stars. In this talk, I will present all the key results of my PhD thesis work, wherein planet traps - specific sites in protoplanetary disks at which planets undergoing rapid type I migration are captured - are intensively investigated. We will discuss how disk inhomogeneities, one of the most general properties of planetary disks, give rise to planet traps and how planet traps affect the formation and evolution of planetary systems. Comparisons with a large number of observed exoplanets enable us to verify our picture of planet formation based on planet traps.
02/06松本倫明(法政大学)乱流分子雲における集団的星形成
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集団的星形成の現場では強い乱流の存在が観測によって示唆されている。 またこれらの領域はOB型星からの影響があることも多い。Cyg OB7 に対す る最近の観測によると、チャネルマップに特徴的な構造が現れることが示 唆されている。それは、ある速度チャンネルに存在 する分子雲と同じ形をした「穴」が別の速度チャンネルに存在のである。 そこで、本研究では、この特徴的なチャネルマップを説明するために、乱流分子雲 のシミュレーションを行った。数値シミュレーションでは適合格子細分化法 (AMR法)を用いて、実効的に1024^3の解像度をもつ高精度シミュレーショ ンを遂行した。
02/20固武 慶(理論部)tba
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02/27齋川 賢一 (東大宇宙線研)Thermalization of axion dark matter
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Axion is one of the well-motivated candidates of dark matter. Axions possess peculiar properties that they are produced non-thermally and described as highly degenerate bosons. These curious properties of dark matter axions motivate the possibility that axions form a Bose-Einstein condensate (BEC) due to their self-interactions. In order to confirm the formation of the axion BEC, however, it is necessary to investigate their thermalization process in detail. In this talk, I briefly review cosmological aspects of axions and discuss the effect of their late-time thermalization.