| 05/08 | 長瀧 重博 | 理化学研究所 長瀧天体ビッグバン研究室始動！ |
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| アブストラクト： 2013年4月、理化学研究所に発足しました我々の研究室は、超新星・ガンマ線バーストに 関する様々な謎の解明に向け、理論的研究を行います。ガンマ線バーストは宇宙最大規 模の爆発現象であり、その爆発メカニズムは良く分かっていません。我々はこの究極的 な現象を、究極的な物理を駆使して解き明かしたいと考えています。場合によっては急 速に進化している大型計算機を用いた大規模数値シミュレーションを駆使してこの究極 的現象の解明にあたります。 またガンマ線バーストは物理と謎の宝庫であり（重力波、ニュートリノ、r-process元 素合成、相対論的ジェット伝搬、ガンマ線放射メカニズム、粒子加速現象、最高エネル ギー宇宙線、高エネルギーニュートリノ、高エネルギーガンマ線、等）、超新星爆発・ 超新星残骸とも密接に関連する現象です。我々はこれら様々な謎の解明に向けて最先端 の理論研究を行い、この宇宙最大爆発現象の全貌を明らかにします。我々の理論研究は 超新星・ガンマ線バーストに関する最先端の観測に物理的解釈を与え、次世代観測に対 する予言・提言を発信します。 我々は興味を共有する理研・全国・全世界の研究者皆様と協力・連携し、研究者の理 想郷を理化学研究所に実現します。本コロキウムでは、我々の最新の研究を今後の展望 を交えながら紹介したく思います。 | ||
| 05/15 | 吉田 直紀 | 宇宙論的シミュレーションの新展開 |
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| アブストラクト： 最近のスーパーコンピューターの発展により、大領域かつ高解像度を 達成する宇宙論的N体シミュレーションが可能になり、進行中および 計画中の宇宙論サーベイ観測にも必須のツールとなっています。 銀河分布の大規模構造、重力レンズサーベイ、遠方銀河サーベイの ための理論研究を、宇宙論的N体シミュレーションの結果を交えて 紹介します。さらに、最近では従来のN体計算とは異なり、ボルツマン 方程式を直接積分する手法でも、現実的な３次元のシミュレーション を行うことができるようになりました。その最初の試みを紹介します。 | ||
| 05/22 | 有吉 雄哉 | スペースデブリ問題の現状と将来のデブリ分布予測 |
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| アブストラクト： 宇宙空間に存在する不要な人工物であるスペースデブリが現在増加し続けており，人類の持続的な宇宙開発にとって脅威となっています．本発表では，スペースデブリに関する取り組みの現状と，今後，デブリの分布がどのように推移して いき，またスペースデブリを減少させるためにどのデブリを取り除けばよいかと いう研究結果について紹介いたします． | ||
| 05/29 | 大木 平 | 宇宙論的dry mergerシミュレーションによる銀河団銀河の進化 |
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| アブストラクト： 近年観測的に確かめられている早期型銀河のサイズ進化は、早期型銀河の形成・進 化における大きな問題の一つである。このサイズ進化を説明するシナリオとして、星間 ガスをほとんどもたない銀河同士の合体、`dry merger'シナリオが提案されている。 しかしながら、近傍の早期型銀河が多く存在する銀河団のような高密度環境において dry mergerによる銀河のサイズ増加が有効に働くかどうかを調べた研究はほとんどな い。 我々は銀河の星成分とダークマター成分に注目した宇宙論的N体シミュレーションを 行い、銀河団環境における早期型銀河の星質量・サイズの進化を調べた。本講演では、 銀河団銀河の質量-サイズ関係の進化を示し、dry mergerシナリオの妥当性を検証する。 また、いくつかの観測で指摘されている、近傍の銀河団にコンパクトな早期型銀河が 残っている可能性についても議論する。 | ||
| 06/05 | Ramon Brasser | Long-term climatic stability on exoplanets |
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| Abstract： One of the major goals of planetary science is to determine whether or not Earth is unique as a habitable planet. With the recent surge in planetary discoveries from the Kepler mission and from RV surveys such as HARPS we know of approximately 160 planets in the habitable zones of other stars. Thus a detailed investigation of their habitability is warranted. Here we determine a planet's habitability from a dynamical point of view, focusing on the coupling between the orbital forcing of eccentricity and obliquity and how this affects the insolation at summer solstice. On Earth the insolation at the high latitudes during summer solstice is known the drive the ice ages, whose forcing is driven by obliquity and precession cycles. By studying similar cycles on exiplanets we can determine whether such planets undergo regular ice ages, and their magnitude, or whether there exist any planets whose long-term climatic cycles are as stable as those of the Earth. We present the results of the climate cycles on the super Earth HD 40307 g. We first determine the dynamical stability of the whole system using numerical simulations. Once a stable solution is obtained we simulate the obliquity and precession response of planet g caused by the forcing of the other planets assuming a range of initial obliquities and rotation periods. The results are then used to determine the insolation at summer solstice, from which we compute the long-term trend in global temperature. This is a work in progress and I will finish this presentation by discussing the future of this project and the large amount of work that needs to be done. It requires multidisciplinary collaborations with atmospheric scientists, geophysicists and astrobiologists. | ||
| 06/12 | 村瀬 孔大 | ついに見えてきた高エネルギーニュートリノ |
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| アブストラクト： 宇宙線が宇宙のどこでどうやって作られているか、は１００年以来の謎である。地球外からやってくる高エネルギーニュートリノはその解明のための決定的証拠として期待されてきたが、検出の困難さゆえに長い間とらえることができなかった。しかし、南極に建設されていたIceCubeニュートリノ観測所が2010年に完成し、解析の結果２つのPeVイベントが見つかり2012年のニュートリノ会議にて報告された。今年に入って更に26イベントが報告され、その検出は確実視されつつある。今回はその起源について議論したい。 | ||
| 06/12 | 田中 周太 | パルサー風の粒子数問題と誘導コンプトン散乱 |
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| アブストラクト： パルサーの磁気圏やパルサー風で起こるの詳細な物理過程は多くの謎がある。 今回はその中でも、パルサー風の粒子数問題に注目する。 この問題は、パルサー磁気圏で生成されると思われている電子陽電子数と パルサー星雲に蓄積された粒子数が大きく食い違うという問題である。 我々はこの粒子数問題に迫るために「誘導コンプトン散乱」という過程について考えた。 パルサーらの電波パルスは10^25K以上の輝度温度に達し、 誘導過程がコンプトン散乱の散乱係数を大きく変える。 "電波パルスは、散乱を受けずにパルサー風中を伝搬している"、 という要請のもとで、我々はパルサー風の速度や密度に制限をつけた。 | ||
| 06/19 | 眞山 聡 | Subaru NIR Observations of Protoplanetary Disks in a Young Multiple star, SR24 |
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| Abstract： Protoplanetary disks afford a key to an understanding of the formation of our Solar System and other planetary systems. They are the ingredients of planets and play important roles in early stellar evolution. If a forming star with a protoplanetary disk has close companions, the disk may be seriously influenced. This effect should not be overlooked because most stars form as multiples. Studies of protoplanetary disks in multiple systems are thus important to unravel the general process of star and planet formation. From this point of view, we conducted Subaru direct observations of protoplanetary disks in multiple system, SR24. High angular resolution near-infrared adaptive optics images of SR24 were obtained with the infrared camera Coronagraphic Imager with Adaptive Optics mounted on the 8.2m Subaru Telescope. Our high resolution images resolve complex circumstellar structures around binary systems. We present our observational results as well as numerical simulations which reproduce accretion onto the binary system. | ||
| 06/26 | 沼田 龍介 | 磁気リコネクションにおけるプラズマの熱力学特性 |
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| アブストラクト： プラズマはマクロには流体として捉えられるが，高温・希薄で粒子間衝突が希薄な場合には，粒子的な振る舞いによる効果(運動論効果)が重要になる．磁気リコネクション現象は，粒子としてのプラズマの振る舞いが本質的な役割を果たすプラズマ中の基礎的な過程の一つである．衝突の効果を考慮した磁気リコネクションのジャイロ運動論シミュレーションを行い，衝突が弱い場合に，運動論効果がプラズマの熱力学特性に与える影響を考察した結果を紹介する． | ||
| 07/03 | 大向 一行 | 宇宙初期の超大質量星形成 |
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| Abstract： We consider the possible supermassive star (>~10^5Msun) formation in first galaxies as seeds of supermassive black holes. To form supermassive stars during their lifetime, very high accretion rate (>0.1Msun/yr) is required. This is accomplished by prohibiting molecular hydrogen cooling during the protostellar collapse phase either by photodissociation or by collisional dissociation. For the latter process, shocked regions of colliding cold accretion flows near the centers of first galaxies provide suitable environments: when the post-shock density is high enough for collisionally exciting H2 rovibrational levels (>~10^4cm-3), enhanced H2 collisional dissociation suppresses the gas to cool below 8000 K. In this case, the layer fragments into massive clouds (>~10^5Msun), which collapse isothermally (~ 8000 K) by the Lyα cooling without subsequent fragmentation. Given such high enough accretion rate, the accreting protostars swell in radius as large as several thousand Rsun, like red-giant stars. Such "supergiant" protostars excert only weak radiative feedback and thus accretion continues unhindered. We also discuss the pulsational stability of those super-giant protostars and conclude that that kappa mechanism induces at most weak mass-loss and does not significantly prevent the stellar growth. | ||
| 07/08 | Miroslav Barta | Energy cascades in magnetic reconnection in solar flares |
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| Abstract： Magnetic field reconnection is now generally accepted as the key mechanism for energy release in solar flares and other eruptive events in astrophysical and space plasmas. However, direct application of magnetic-reconnection theory to the physics of solar flares (and other large-scale events) faces a crucial issue for a long time: All known micro-physical processes leading to the change of magnetic field topology (i.e. the reconnection) require very thin current sheets ( 1 m in the solar corona). On the other hand, the typical flare current-layer width, estimated either from observations or from the dimensional considerations, is about six orders of magnitude larger. This duality is reflected also in the solar-flare observations, which exhibit both coherent largescale ( 10 Mm) dynamics and signatures of the micro-scale, chaotic energy release, at the same moment. It is thus clear that some mechanisms of consecutive fragmentation of the current density (and corresponding magnetic field) structure have to play a role. In this contribution we aim at identifying all such possible processes and studying some of them in more detail. Our recent research has shown that the cascade towards small scales is the result of mutual positive feedback between the Lorentz-force driven instabilities (such as tearing and the fragmenting coalescence), and their flow- and pressure-field driven counterparts (typically Kelvin-Helmholtz and ballooning instabilities). We will present the results of high-resolution MHD and PIC modelling as well as some observational consequences that support those ideas. | ||
| 07/10 | 戸谷 友則 | すばるFMOSによる銀河赤方偏移サーベイで迫る宇宙の加速膨張： FastSound プロジェクトの進展状況 |
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| アブストラクト： 我々は宇宙の加速膨張やダークエネルギーの問題に迫るため、 我が国では初めてと言える宇宙論目的の大規模銀河赤方偏移サーベイ、 FastSound をすばる望遠鏡戦略枠プログラムとして遂行している。 すばるの主焦点を生かした広視野多天体近赤外分光器 FMOS を 用いて、30 平方度にわたり z = 1.2-1.5 の 5,000個以上の銀河の 赤方偏移を測定し、史上最遠方の三次元大規模構造のマップを得る予定である。 その最大の科学目標は、赤方偏移歪み効果から構造形成の成長速度を測定し、 重力理論としての一般相対性理論を宇宙論的スケールで検証することである。 本講演では、プロジェクトの進行状況と、最近完成したばかりの 一部領域での試験的銀河三次元マップなどの初期成果をお見せする予定 である。 | ||
| 07/17 | 吉野 裕高 | ブラックホール・アクシオン系：ボーズノバと重力放射 |
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| アブストラクト： この講演では、アクシオン的な場がブラックホールまわりにあるとどのよう な現象を引き起こすかを紹介します。超弦理論は通常のＱＣＤアクシオン以 外に、多くの軽い質量を持つアクシオン的なスカラー場の存在を予言します。 これが事実であれば、アクシオン場は回転ブラックホールまわりで超放射不 安定を引き起こし、増幅してアクシオン雲を形成します。我々はアクシオン 場の非線形自己相互作用に着目して研究を行い、シミュレーションによって アクシオン場がある程度増幅すると激しい動的現象（ボーズノバ）を引き起 こすことを明らかにしました。そしてボーズノバ中に放射される重力波を建 設計画中の重力波干渉計で観測できるかどうかを議論します。 | ||
| 07/24 | 奥住 聡 | ダストの直接合体成長による氷微惑星形成 |
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| アブストラクト： ダスト粒子から微惑星が形成される過程は、惑星形成理論において最も理解の進んでいない過程の１つである。近年、ダスト粒子の衝突実験が盛んに行われ、付着成長物の破壊強度や内部構造進化が詳細に明らかになってきている。我々は、氷ダスト粒子のもつ高い付着効率と、衝突を通じて形成される粒子集合体のもつ高い空隙率に注目し、これらの素過程（特に空隙率進化）を考慮に入れた世界初のダスト成長統計シミュレーションを実施した。この結果、微惑星形成の２大問題として知られる衝突破壊問題、および中心星落下問題が、氷微惑星形成についてはいずれも現実的なパラメータの範囲内で回避されることを示した。本発表では特に、なぜダスト粒子集合体が衝突合体を通じて高い空隙率を持つようになり、なぜこの効果が中心星落下問題の回避をもたらすのかについて、できるだけ詳しく解説したい。 | ||
| 08/05 | 堀内 渉 | Electroweak responses of light elements for astrophysical reactions |
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| Abstract： Nuclear response functions for electroweak interactions provide us with important information on the resonant and continuum structure of the nuclear system as well as the detailed property of the underlying interactions. These are also important for the scenario of a supernova explosion. In the final stage of a core collapse supernova, nucleus is exposed to intense flux of neutrino. The neutrino-nucleus reaction is expected to play a significant role, and the reaction rate is proportional to the weak responses, for example, due to Gamow-Teller, spin-dipole, etc. operators. Since the cross section is so small to observe accurately, a reliable theoretical method is desired for a precise determination of the reaction rate. We describe the electroweak excitations based on an ab initio few-body quantum calculation. Final state interactions and explicit many-body decay channels are taken into account. Our calculations reproduce almost all the data of the photoabsorption reaction. We also apply our method to the spin-dipole excitations which will be important for evaluating the neutrino-nucleus reaction rate. | ||
| 10/02 | 藤井 通子 | Formation and Early Evolution of Star Clusters |
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| Abstract： Observed star forming regions show filamentary structures, which appear to be a natural consequence of the star formation process in turbulent molecular clouds. We perform smoothed-particles hydrodynamical (SPH) simulations of turbulent molecular clouds and subsequently replace a density-selected subset of SPH particles with point mass stars adopting a local star-formation efficiency, and then we continue N-body simulations of the stellar systems using a direct N-body code. The clustered star formation drives the growth of a massive cluster by the hierarchical merging of smaller sub-clusters. The shape of the cluster mass function is consistent with a Schechter function with a power-law slope of -1.6 at 2 Myr. We also show that the dynamically mature characteristics of young massive clusters (e.g., R136, NGC 3603, Wd 1 and 2) is explained by the hierarchical merger of sub-clusters and the short dynamical time of the sub-clusters. | ||
| 11/06 | 長尾 透 | Observational Study of the Galaxy Chemical Evolution through Optical and Far-infrared Emission Lines |
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| アブストラクト： 銀河の金属量およびその赤方偏移進化の調査は、観測的に 銀河進化を探る上で非常に強力な手法の一つです。 これまで、主に可視光および近赤外線による分光観測に より、赤方偏移3程度まで星形成銀河の金属量が系統的に 観測されてきています。これらの結果について概観した 上で、可視光近赤外線による研究の限界について説明を します。この限界を克服するための講演者らの取り組み として、銀河の遠赤外線スペクトルに見られる微細構造 輝線を利用して星形成銀河の金属量に制限を与える 手法について、光電離モデルの観点から紹介いたします。 更にこの手法を観測に応用した例として、講演者らによる アルマ望遠鏡などを用いた観測の結果を紹介します。 リファレンス： Maiolino, Nagao, Grazian, et al. 2008, A&A, 488, 463 Nagao, Maiolino, Marconi, et al. 2011, A&A, 526, 149 Nagao, Maiolino, De Breuck, et al. 2012, A&A, 542, L34 | ||
| 11/20 | 山崎 大 | 宇宙背景放射による原初磁場検出の可能性 |
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| アブストラクト： 宇宙の初期の起源を持つ可能性がある磁場が銀河団スケールに存在していることが観測によって確認されてきた。 最近の研究の結果、このような"原初磁場"が、初期密度場や宇宙背景放射の温度・偏光揺らぎに影響を与えることが分かってきた。 観測と理論計算の簡単な比較から、原初磁場のエネルギー密度が、従来から研究されているインフレーション起源のエネルギー密度揺らぎと同等、もしくは小さいことがわかっている。故に、原初磁場の宇宙全体に対する影響を調べる際も、インフレーション起源のエネルギー密度揺らぎの手法を応用し、原初磁場の相関関数とパワースペクトルを用いるのが一般的な研究手法であった。我々はその手法をさらに発展させ、数値的に原初磁場のパワーを導出するプログラムを開発し研究に利用してきた。原初磁場がインフレーション起源の場合は、そのスペクトルはpower law(冪乗則)で与えられると仮定できるが、インフレーション起源以外の磁場生成を研究する際は、他の空間分布を考慮することが必要となる。インフレーション以降の物理現象は、注目すべき物理現象が生じた時代のホライズンスケールや、光子・電子といった宇宙論的な流体を構成する粒子の平均自由行程等から算出される特徴的スケールを持つ。そこで我々は、インフレーション以外を起源に持つ原初磁場を研究するために、特徴的スケールと空間的な広がりを同時に考慮できる対数正規分布を、原初磁場の空間分布を与える関数として採用し、宇宙論スケールにおける原初磁場の研究と制限を行った。その結果、宇宙背景放射の偏光揺らぎから原初磁場が強く制限でき、将来の観測研究の精度向上によっては、原初磁場の強度と特徴的なスケールが検出できることがわかった。 リファレンス： [arXiv:1311.2584] | ||
| 11/25 | 日下部 元彦 | Observational signatures of reactions associated with long-lived exotic interacting particles during big bang nucleosynthesis and early cosmic ray nucleosynthesis |
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| Abstract： Primordial 7Li abundance inferred from observations of metal-poor stars (MPSs), so-called Spite plateau abundance, is a factor of 3 lower than the standard big bang nucleosynthesis (BBN) prediction. On the other hand, only upper limits have been derived for primordial abundances of 6Li, 9Be and heavier nuclei from observations of MPSs. In particle theories beyond the standard model to be searched in collider experiments, new exotic particles are predicted, and they possibly live longer than the BBN time scale of 200 s. If such particles are electrically charged or colored, they bind to nuclei and new chemical and nuclear reactions are made possible. Their existences can then change light element abundances in BBN. It is shown that 7Li abundances can be reduced by the long-lived particles. In addition, we identify reactions through which observational signatures are left on abundances of 6Li, 9Be, and 10B. Early cosmic ray nucleosynthesis before and during the Galaxy formation can also affect the light element abundances. Future spectroscopic observations of MPSs, therefore, probe the physical processes in the early universe. | ||
| 12/04 | 堀 安範 | 低温度星周りの惑星の姿に迫る |
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| Abstract： NASAが打ち上げたKepler宇宙望遠鏡の活躍により、地球サイズの惑星分布まで 統計的に議論出来る時代になって来た。次はいよいよ、惑星の形成環境および 形成過程を知る直接的な手掛かりとなる、系外惑星本体の姿 (例えば、大気や 全体組成)へ迫る段階に来ている。とりわけ、多様な全体組成を有する地球型惑 星形成を理解する上では、大気および内部組成(惑星の特徴付け)が重要となる。 現在の観測精度では、太陽よりも小さな低温度星(M型星)周りの地球型惑星が 現実的なターゲットとなっている。これまでに、トランジット観測から大気ス ペクトルが得られたsuper-Earthも低温度星周りの惑星 3例だけである。 こうした惑星は、水素リッチな大気を保持する, あるいは水に富む惑星である 可能性が示唆されている。今後の観測でも次々に見えて来る情報である、大気 組成および水の存在は、太陽系外の地球型惑星の起源を探る指標となって来て いる。そこで、本発表では、以下について紹介する。 (1) 観測チームと共同で進めて来たSuper-Earth大気の観測結果、 (2) 惑星形成理論から予想される低温度星周りの sub/super-Earthの 原始大気および水の存在量 (3) Sub/Super-Earthの大気散逸の結果 こうした結果を踏まえ、惑星のhabitabilityや起源を議論したいと考えている。 | ||
| 12/11 | 野村 真理子 | ラインフォース駆動型円盤風の輻射流体シミュレーション |
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| Abstract： 近年、活動銀河核の輻射スペクトルにブルーシフトした吸収線が発見され、 ジェットとは異なる高速アウトフローがあることがわかってきた。 中でもUltra-fast outflow (UFO)と呼ばれるアウトフローはSeyfert銀河の約半数に存在すると示唆されている。 アウトフローの正体はブラックホールをとりまく降着円盤表面から噴出する円盤風であると考えられているが、 その噴出メカニズムは不明である。 我々はラインフォース駆動型円盤風モデルと呼ばれる UV光を金属元素が束縛-束縛遷移吸収する際に受ける力(ラインフォース)によって加速する円盤風に着目し、 2次元軸対象を仮定した輻射流体シミュレーションを行った。 その結果、開口角50-70°の速度が光速の30-40％に達する円盤風が噴出した。 UFOの観測との比較の結果、極角70°付近でUFOの観測的特徴が再現され、 その観測確率は20-30％であることがわかった。これは観測から示唆される 〜50%という値よりわずかに小さい。 またUFOの特徴は20日-数ヶ月のタイムスケールで出現、消失を繰り返す。 これは観測から示唆される7日程度の短い時間変動と似ている。 コロキウムではこれらのシミュレーションの結果について報告し、 ブラックホール質量、活動銀河核の光度を変化させた場合の円盤風の特徴についても議論する | ||
| 12/18 | 柴田 雄 | 原始惑星の自転特性の決定 |
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| Abstract： 今日の惑星形成理論では、寡占的な成長を経て生まれる原始惑星同士の巨大衝突により、地球型惑星は誕生すると考えられている。この巨大衝突段 階において、原始惑星どうしが合体することにより、それらが持っていた相対軌道角運動量が自転角運動量へと変換され、地球型惑星の自転が決定 されると考えた過去の研究が存在する(Kokubo&Ida2007)。しかし、これらの研究中では原始惑星の初期の自転を0としており、また原始惑星の衝突 時の合体条件についても、自転を考えていなかった。地球型惑星が最終的に獲得する自転に、原始惑星の初期の自転の影響が残る可能性が排除しき れないことと、原始惑星合体条件が自転にも依存することから、巨大衝突段階までに原始惑星が獲得する自転を正確に知る必要がある。原始惑星自 転を調べた研究としてDones&Tremaine(1993)が挙げられる。この中では太陽、原始惑星、微惑星の三体問題を解くことで原始惑星の自転を計算して いた。しかし、微惑星円盤に一様かつ定常を仮定しており、現実的な微惑星の速度分布、空間分布、質量分布の進化を考慮していない。ところが、 これらの分布の進化が同時に起こることで、過去の研究では詳しく調べなかった同サイズ微惑星どうしの衝突などが起きる可能性が有り、それによ り原始惑星の自転角速度が大きく、また地軸を天王星のように横倒しにする可能性がある。 本研究では、重力多体計算を用いて微惑星の軌道と集積を計算し、原始惑星自転の特性を調べた。結果として、自転角速度は微惑星質量の増加に対 して減少し、自転軸傾斜角は等方的な分布となった。計算で得られた典型的な原始惑星について具体的に調べると、質量が10^26(g)程度の時、自転 角速度は現在の火星の数倍程度となった。また、微惑星の初期質量と固体密度をパラメータとし、複数回計算を行った。その結果、微惑星の初期質 量が大きい計算では、自転角速度の質量依存性が弱くなった。また、角速度は固体密度の増加に対して大きくなる傾向が得られた。 本発表ではこれらの結果の物理的意味について議論する。 | ||
| 01/08 | 柴垣 翔太 | 連星中性子星合体のｒプロセスにおける核分裂の影響 |
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| Abstract： 鉄より重い元素のおよそ半分は速い中性子捕獲過程（rプロセス）によって作られたと考えられている。この過程は超新星爆発や連星中性子星の合体といった高い中性子数密度が期待される天体現象で起こると考えられているが、どの天体で主に起こっているのかは明らかになっていない。 元素合成の数値計算に必要な原子核データ、特にｒプロセスの主な生成物である中性子過剰原子核のデータは実験値がないものが多く、理論モデルを基にしたデータを用いて計算が行われる。しかし、原子核の理論モデルは未だ統一されておらず、様々なモデルが提案されている。元素合成計算に適用する原子核の理論モデルによって異なる結果が得られているため、様々な理論モデルを用いて元素合成計算を行うことが重要である。特に核分裂生成物の質量分布は、連星中性子星合体のｒプロセスで重要であると言われているにもかかわらず、経験的なモデルしかないのが現状であった。 本研究では最近計算された半経験的な核分裂生成物の質量分布（Ohta et al.(2006)）を核反応ネットワークコードに取り入れ、ニュートリノ駆動型超新星、磁気回転駆動型超新星、連星中性子星の合体に対してrプロセスの数値計算を行った。核分裂は、超新星爆発ではほとんど効かないが、連星中性子星の合体では何度も起こることを確認した。本講演では、連星中性子星合体におけるｒプロセスで、核分裂が元素組成にどのように影響したか議論する。 | ||
| 01/15 | 岩上 わかな | Parametric Study of Flow Patterns behind the Standing Accretion Shock Wave for Core-Collapse Supernovae |
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| Abstract： The systematic research of flow patterns behind the accretion shock wave is conducted using three-dimensional hydrodynamics simulations for core-collapse supernovae in this study. Changing the accretion rate and neutrino luminosity, the steady solutions of the one-dimensional irrotational accretion flow passing through the spherical shock wave are evolved by imposing a random perturbation with 1% amplitude at the onset of the simulations. Depending on the accretion rate and neutrino luminosity, various flow patterns appear behind the shock wave. We classified them into the three fundamental flow patterns: (1) sloshing motion, (2) spiral motion, (3) multiple high-entropy bubbles, and the two anomalous flow patterns: (4) spiral motion with buoyant bubbles, and (5) spiral motion with pulsating rotational velocity. The sloshing and spiral motions tend to be dominant in the higher accretion rate and lower neutrino luminosity, and the generations of multiple buoyant bubbles tend to prevail in the lower accretion rate and higher neutrino luminosity. Near the critical neutrino luminosity, the dominant pattern does not always identical between the semi-nonlinear and nonlinear phases, and the anomalous pattern appear in the nonlinear phase. Moreover, we confirm the reproducibility of these flow patterns, imposing the various random perturbations with 1% amplitude on the initial flow. The different realizations reveal that most of flow patterns reappear while the direction of rotational axis of the flow behind the shock wave can change in various directions. However, there are some differences among realizations for specific cases: the spiral motion with pulsating rotational velocity, and the bistability of two flow patterns. | ||
| 01/23 | Hsi-An Pan | Environmental Dependence of Star Formation in Nearby Barred Spiral Galaxies |
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| Abstract： We study environmental dependence of the physical properties of GMCs and their ability of star formation in nearby galaxies. In the first place, the relation of molecular gas and stars are studied in large scale (few hundred pc) in terms of the Kennicutt-Schmidt (K-S) law in IC 342. We found that there is no universal K-S law in this galaxy. The results of K-S law can be explained by the different star formation mechanisms in different regions of a galaxy. The results of IC 342 is reproduced by the similar analysis in other fifteen galaxies, suggesting that the non-universal star formation law is common in nearby galaxies. The non-universal K-S law can be explained with the variation of dense gas fraction as well. We further study this topic in the bar region of galaxy NGC 6946 by the observations with a fine resolution (100 pc). Star formation efficiency is enhanced in the northern bar of this galaxy in terms of its azimuthal K-S law. Indeed, the resolved GMC properties suggest that the GMCs in the northern bar is denser than that in the southern bar and other area. The denser GMCs may be a result of higher pressure of ambient ISM exerted on the GMCs. To confirm the result of NGC 6946, we enlarge the galactic environment by comparing the GMCs in NGC 6946 and those in starburst, normal disk, and dwarf galaxies. The results suggest again that galactic environments are regulating GMCs properties and their star forming activity. | ||
| 2/12 | 石塚 知香子 | 核物理実験と天体現象観測から核の状態方程式は決まるのか？ |
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| Abstract： 2010年の２倍の太陽質量を持つ重い中性子星の発見以降、天文学と核物理 の距離は急速に縮まっている。X線観測衛星のエネルギー分解能の向上に伴い、 中性子星の観測で核物質の状態方程式が本格的に決まろうとしている。 のみならずガンマー線バーストや金属欠乏星の様々な波長帯の観測データ でも核物質の情報が引出せる時代となった。そこで本講演では「天文学や宇宙 物理で得られる情報の核物理における位置づけ（意味合い）」と「実験核物理 で得られる情報との違い」に焦点をあてる。実は高密度天体で実現する無限系 核物質と地上実験で検証できる有限核の両方の制限を同時に満たす理論モデル が存在しない。その原因の一つとされるデータ解析法で克服すべき課題につい ても現在我々が取組んでいるデータベースや密度依存ハートリーフォック法で のアプローチを交えながら解説する。 | ||
| 2/19 | Myung Ki Cheoun | Neutron stars in Nuclear Physics |
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| Abstract： Neutron stars, which are remnants of supernovae explosion, give us many wonderful observational data, in particular, for highly dense nuclear matter not available from the experiment on the Earth. In this talk, I would like to present our present understanding of the nuclear matter including the neutron star in the viewpoint of nuclear physics. The key concept is the equation of state and the symmetry energy for dense matter. Recent progress in this field will be addressed along with the discussion of some possible ambiguities inherent in those concepts. Also various approaches of extracting the symmetry energy in the experiment will be discussed with their results. | ||
| 02/26 | 塩田 大幸 | 「ひので」により観測された太陽極域磁場の極性反転 |
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| Abstract： 太陽黒点数を指標とする太陽の磁気活動度は、およそ11年ごとに消長を繰り返す。 その一方で太陽の極域磁場は、活動度が極小となる時期に磁場強度が大きくなるが 活動度が極大となる時期の前後にはその磁場強度が弱くなり極性が反転する。極小 期の太陽極磁場強度とその次の活動周期の太陽黒点数とには正の相関があることが 知られており、太陽極域の磁場の発展過程は、太陽黒点を初めとする太陽の磁場 を生成するダイナモ機構を理解する上で重要な手がかりとなる。 2006年に打ち上げられた太陽観測衛星「ひので」は、太陽可視光磁場望遠鏡による 偏光分光観測により、太陽極域の磁場構造の分布が明らかにした。さらにその極域 磁場観測を前太陽活動極小期の2008年から継続して行い、太陽極域の磁場の発展過程 をとらえている。その結果、太陽極域に分布する磁場のうち、太陽活動度の上昇に ともなって変動する分布と、太陽活動度や領域に依存せず共通の強度を持つ磁場の 分布という、2種類の磁場分布が存在することが明らかになった。 現在、太陽は今活動周期の極大を迎えている。そのため、「ひので」は太陽極域の 極性反転のより精密な観測を継続している。その結果に基づいて太陽極域における 磁束輸送過程について議論する。 | ||
| 03/05 | 古市 幹人 | 3-D numerical simulation of a growing planet with core formation |
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| Abstract： The formation of a metallic core is widely accepted as the biggest differentiation event during the final stage of the planetary formation [e.g. Stevenson, 1990]. Although the formation process of metallic core is still not clear, here we assume that it starts after the proto-planet has grown to about Mars-size required for impact events to induce melting, which is assumed to have lasted for around 10 Ma. The large impact events during the late accretion stage generate sufficiently strong shock waves to liquefy the part of planetary body and the impactor. As a result, molten regions such as magma ponds/oceans are formed. After solidification, the essential dynamics of the core formation are thought to involve global sinking of metallic materials over long (rock deformation) time-scales which is the subject of our simulation study. In order to investigate the scenario described above, we developed the geodynamical simulation code to solve the Stokes flow with the free surface under the self-gravitating field in 3-D. Expressing the free | ||