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#norelated * 理論コロキウム2014 [#web1f149] 理論コロキウムは原則として毎週水曜日の午後14:10から開催しています。~ //理論コロキウムは原則として毎週水曜日の午後14:10から開催しています。~ ** Schedule & History [#nc67ead7] [[2010年度:http://th.nao.ac.jp/seminar/colloquium/2010/]] [[2011年度:http://th.nao.ac.jp/seminar/colloquium/2011/index_2011.html]] [[2012年度:http://th.nao.ac.jp/seminar/colloquium/2012/]] [[2013年度:http://th.nao.ac.jp/seminar/colloquium/2013/]] |BGCOLOR(#ccf):|BGCOLOR(#ffc):|BGCOLOR(#cff):|BGCOLOR(#fcf):|BGCOLOR(#fcc):|c |日程|発表者|タイトル|場所/時間|備考|h |BGCOLOR(#ddf):|BGCOLOR(#ffd):|BGCOLOR(#dff):|BGCOLOR(#fdf):|BGCOLOR(#fdd):|c |[[4/16>#long0416]]|Steven Rieder (Kapteyn Astronomical Institute)|[[The Clustered Universe>#long0416]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[4/23>#long0423]]|井上剛志 (理論部)|[[分子雲衝突による大質量星形成のMHDシミュレーション>#long0423]]|輪講室 / 14:10|| |[[5/7>#long0507]]|野沢貴也 (理論部)|[[超新星爆発時におけるダストの形成・放出過程>#long0423]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[5/14>#long0514]]|松本 侑士 (CfCA)|[[中心星近傍スーパーアースの軌道長半径分布の形成シナリオ>#long0514]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[5/21>#long0521]]|古澤 峻 (CfCA)|[[重力崩壊型超新星爆発における核物質状態方程式と弱相互作用反応>#long0521]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[5/28>#long0528]]|長谷川 幸彦 (CfCA)|[[原始惑星系円盤におけるダストの成長と沈殿およびshear不安定の可能性>#long0528]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[6/4>#long0604]]|片岡 章雅 (理論部)|[[Planetesimal Formation via Fluffy Dust Aggregates>#long0604]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[6/11>#long0611]]|丸山 智幸 (日本大学)|[[強磁場原始中性子星からの非対称ニュートリノ放出と、運動量移行にともなう天体現象>#long0611]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[6/18>#long0618]]|川島 朋尚 (CfCA)|[[巨大ブラックホールでの潮汐破壊事象の輻射流体・磁気流体シミュレーション>#long0618]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[6/25>#long0625]]|玄田 英典 (ELSI)|[[Collisions, Collisions, Collisions>#long0625]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[7/2>#long0702]]|郡 和範 (KEK)|[[How to distinguish large field Inflation models after BICEP2>#long0702]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[7/9>#long0709]]|植田 稔也 (Univ. of Denver)|[[Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS)>#long0709]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[7/16>#long0716]]|福島 登志夫 (NAOJ)|[[Analytical computation of generalized Fermi-Dirac integrals by truncated Sommerfeld expansions>#long0716]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[7/23>#long0723]]|斎藤 貴之 (ELSI)|[[新しい SPH 法の定式化とその応用>#long0723]]|コスモス会館 / 14:10|| |[[10/1>#long1001]]|祖谷元 (理論部)|[[中性子星観測と状態方程式>#long1001]]|講義室 / 14:10|| |[[10/8>#long1008]]|長谷川 靖紘(理論部)|[[Planet formation in inhomogeneous protoplanetary disks>#long1008]]|講義室 / 14:10|| |[[10/15>#long1015]]|Turner, Edwin Lewis (Princeton Univ.)|[[Tidally Heated ExoMoons (THEM): Theory, Observational Prospects & Astrobiological Possibilities>#long1015]]|講義室 / 14:10|| |[[10/22>#long1022]]|加藤恒彦 (CfCA)|[[高マッハ数の準平行衝撃波での陽子と電子の加速>#long1022]]|講義室 / 14:10|| |[[10/24>#long1024]]| Keiichi Kodaira (JSPS Bonn Liaison Office)|[[A Review: Conspiracy between dark-matter and matter in galaxy evolution>#long1024]]|理論セミナー室(中央棟南313号室) / 10:00|臨時| |[[10/29>#long1029]]|馬場淳一 (ELSI)|[[ シミュレーションで探る銀河渦巻構造と分子雲形成>#long1029]]|講義室 / 14:10|| |[[11/5>#long1105]] | Ralph Pudritz (McMaster)|[[ From Filaments to Stars: A New Paradigm for Star Formation>#long1105]]|大セミナー室 / 16:00|臨時談話会| |[[11/13>#long1113]]|Kenneth C. Wong (ASIAA)|[[Strong Gravitational Lensing as a Probe of Galaxy Evolution and Cosmology>#long1113]]|講義室 / 15:00|| |[[11/19>#long1119]]| Ali Rahmati (Univ of Zurich)|[[Simulating the cosmic distribution of neutral hydrogen and its connection with galaxies>#long1119]]|講義室 / 14:10|| |[[11/26>#long1126]]| Ramon Brasser (ELSI) | [[Tilting Saturn without tilting Jupiter: Constraints on giant planet migration>#long1126]]|講義室 / 14:10|| |[[12/03>#long1203]]|Nanase Harada(ASIAA) |[[Molecules in Galactic Centers>#long1203]] |講義室 / 14:10|| |[[12/12>#long1212]]| Felipe Alves (MPE) | [[Magnetic fields in star-forming regions: from molecular clouds to cores>#long1212]] |ALMA棟102 / 10:30|臨時| |[[12/15>#long1215]]| Josep Miquel Girart (CSIC-IEEC) | [[A decade of polarization observations with the Submillimeter Array: Magnetic fields in the earliest and last stages of stellar evolution>#long1215]]|講義室 / 14:00|臨時| |[[12/17>#long1217]]| 生駒大洋 （東大）| [[惑星形成：短周期低密度スーパーアースの謎>#long1217]] |コスモス会館 / 14:10|| |[[1/7>#long0107]]| 伊藤裕貴 (理研)| [[ 構造を持った相対論的ジェットからの光球面放射>#long0107]] |講義室 / 14:10|| |[[1/14>#long0114]]| 長島雅裕 （文教）| [[ 銀河形成問題への準解析的手法の現状と展望>#long0114]] |講義室 / 14:10|| |[[1/28>#long0128]]| 朝比奈雄太（千葉）| [[ ジェットと星間中性水素ガス雲相互作用による分子雲形成の磁気流体シミュレーション>#long0128]] |講義室 / 14:10|| |[[2/4>#long0204]]| 平居悠（東京大/理論部）| [[ Origin of the r-process elements in galactic chemodynamical evolution model >#long0204]] |講義室 / 13:30|| |[[3/13>#long0313a]]| 武藤恭之（工学院）| [[ 原始惑星系円盤の詳細構造と多波長観測>#long0313a]] |講義室 / 13:30|臨時| |[[3/13>#long0313b]]| Man Hoi Lee （The University of Hong Kong）| [[ The Puzzle of the Pluto Satellite System>#long0313b]] |講義室 / 15:00|臨時| ** Abstract [#ydde7726] :&aname(long0416){4/16}; Steven Rieder(Kapteyn Astronomical Institute, Groningen) The Clustered Universe| In this seminar, I will discuss various simulations concerning gravity, applied to structure formation in the Universe (the CosmoGrid simulation) and to star clusters (with AMUSE). The first part concerns CosmoGrid, a high-resolution LambdaCDM simulation, which we ran in parallel over multiple supercomputers, including one in Japan and one in the Netherlands. With CosmoGrid, I study the formation and environment of dark matter haloes in voids. In the second part, I will discuss AMUSE, a framework that enables the combination of various simulation codes like gravitational dynamics and stellar evolution. I use it to perform simulations of star clusters within an evolving environment, such as a dark matter halo or a forming disk galaxy, and study their disruption as a function of environment. :&aname(long0423){4/23}; 井上剛志(国立天文台理論部) 分子雲衝突による大質量星形成のMHDシミュレーション| 最近の大質量星近傍分子雲の観測から、大質量星形成が分子雲の高速衝突によって励起されていることが示唆されている。本研究ではそのような分子雲衝突による大質量星形成が可能かどうかを３次元の磁気流体シミュレーションで調べたのでその結果を議論する。 :&aname(long0423){5/7}; 野沢貴也(国立天文台理論部) 超新星爆発時におけるダストの形成・放出過程| 重力崩壊型超新星は、宇宙におけるダストの主要な供給源として考えられており、超新星によって星間空間に供給されるダストの組成、サイズ、量の理解は、宇宙初期から現在に及ぶ星間ダストの起源・進化を明らかにする上で重要な課題である。本講演では、まず近傍の超新星・超新星残骸におけるダスト形成の観測的研究について簡単に紹介する。次に、超新星放出ガス中におけるダストの形成過程、リヴァース衝撃波によるダストの破壊過程を解説し、星間空間に供給されるダストのサイズや量の理論計算結果について報告する。特に本講演では、爆発時に水素外層を持つII-P型超新星は、0.01 um以上の比較的サイズの大きいダストを0.1-1.0太陽質量ほど星間空間に放出する有力なダストの供給源であることを示す。 :&aname(long0514){5/14}; 松本侑士(国立天文台CfCA) 中心星近傍スーパーアースの軌道長半径分布の形成シナリオ| 観測されたスーパーアースサイズの系外惑星は中心星近傍に共鳴でない軌道に発見されている。一方、惑星形成の理論研究からガス円盤内で形成した原始惑星は軌道移動をすることが知られている。この軌道移動を含むN体計算の結果は、中心星近傍に共鳴軌道にある惑星系の形成を示唆した。本発表では、中心星近傍スーパーアースの軌道分布を、共鳴軌道にある惑星系の力学的な安定性を研究することで、軌道移動を含む惑星形成のシナリオで説明したものである。 :&aname(long0521){5/21}; 古澤峻(国立天文台CfCA) 重力崩壊型超新星爆発における核物質状態方程式と弱相互作用反応| 重力崩壊型超新星の爆発メカニズムは、核物質の状態方程式やニュートリノ反応率な どのミクロな物理と密接に関係している。状態方程式は、流体のダイナミクスに直結 する「圧力の密度・温度に対する依存性」のみならず、ニュートリノ輸送計算に必要 な「核子・原子核の組成」を与える非常に重要なデータであり、衝撃波の初期エネル ギーやニュートリノによる加熱効率に大きく影響する。本研究では、新たに計算した 全原子核の組成を含む状態方程式を用いて、これまで無視されてきた軽元素による ニュートリノ加熱反応が爆発ダイナミクスに与える影響について調べたので、その結 果を議論する。 :&aname(long0528){5/28}; 長谷川幸彦(国立天文台CfCA) 原始惑星系円盤におけるダストの成長と沈殿およびshear不安定の可能性| 原始惑星系円盤内では、円盤の赤道面へのダストの沈殿によってKelvin-Helmholtz不安定 (KHI) が起こり、ダスト層の重力不安定 (GI) の発生が妨げられる。 この円盤でのKHIに関する先行研究では、ダストの成長は考慮されていなかった。 ダストは成長することによって沈殿速度が変化するため、ダストの成長はダストの沈殿に影響する。 そこで本研究では、ダストの成長がKHI発生の可能性に与える影響について着目し、円盤でのKHIに関して先行研究では考慮されていなかったダストの成長を考慮した場合におけるKHI発生の可能性について調べた。本発表では、その結果について報告する。 :&aname(long0604){6/4}; 片岡 章雅（国立天文台理論部）Planetesimal Formation via Fluffy Dust Aggregates| ダストの合体成長過程は、惑星形成の前期段階として重要かつ未解明過程である。本研究では、ダストの合体成長における内部密度進化を導入することで理論的問題点を解決することを目指した。円盤は低温・低圧であるのでダストは付着時に球にはならず、間隙を作りながら成長する。このようなダストの集合体をダストアグリゲイトと呼ぶ。本研究では、従来考えられていた衝突による圧縮の他に、ダストアグリゲイトの静的圧縮過程を導入した。まず、付着力を考慮した多体系の数値計算により、静的圧縮強度を定式化した。次に圧縮強度を惑星形成理論に適用した結果、ダストは一旦高空隙率を持った後、ガス抵抗圧力及び自己重力によって圧縮され、微惑星を形成することがわかった。更にこの時、従来の微惑星形成過程における問題であった中心星落下問題・衝突破壊問題・跳ね返り問題を回避できることがわかった。すなわち、本研究は惑星形成の前期段階であるダストの合体成長過程を初めて統一的に解釈した理論である。 :&aname(long0611){6/11}; 丸山 智幸（日本大学）強磁場原始中性子星からの非対称ニュートリノ放出と、運動量移行にともなう天体現象| 重力崩壊型超新星爆発で生じた原始中性子星の冷却過程とニュートリノ放出は強い関連を持っている。そして、ニュートリノ放出と原始中性子星の磁場もまた関連を持っている。我々は非常に強い磁場を持つ中性子星（マグネター）に焦点を当て、内部を伝搬するニュートリノと中性子物質による散乱、吸収断面積を相対論的平均馬理論を用いて計算し、中性子星からのニュートリノ放出の異方性を、議論した。さらに、この結果から、ニュートリノ放出後の中性子星への運動量移行を概算し、パルサーキックや大きなスピン減速といった天体現象への影響を議論する。 :&aname(long0618){6/18}; 川島 朋尚（国立天文台CfCA）巨大ブラックホールでの潮汐破壊事象の輻射流体・磁気流体シミュレーション| 近年、巨大ブラックホールでの潮汐破壊事象に伴う降着率や光度の増加、ジェットの噴出が注目を集めている。系外銀河の中心 Swift J1644+57 では2011年に急激な増光が起こりそのピーク光度はエディントン光度の約1万倍となった。潮汐破壊された星のガスが超臨界降着流を形成したと考えられている。この天体では約1年半後に急激な減光が観測されており、超臨界降着流から標準円盤へ状態遷移した可能性がある。そこで、われわれは輻射流体シミュレーションを実施し、この減光が標準円盤への状態遷移により起こることを確認した。この天体が再び超臨界降着流へと遷移する可能性についても議論する。また、銀河中心ブラックホールSgr A*でもガス雲G2が接近し、増光が期待されていた。現在G2はpericenterを通過中だと考えられているが、依然として銀河中心では増光が確認されていない。G2と高温降着流の相互作用を3次元磁気流体シミュレーションを実施した結果をもとに、G2による今後の増光可能性についても議論する。 :&aname(long0625){6/25}; 玄田 英典（東京工業大学 ELSI）Collisions, Collisions, Collisions| 惑星は、ミクロンサイズのダストから惑星サイズになるまでに様々な規模の衝突を経験し成長していく。したがって、衝突プロセスを理解することは惑星形成を理解する上で極めて重要である。本発表では、まず惑星形成理論を概観し、そこで起こる衝突に関して我々が最近行ってきた微惑星同士の衝突に関する研究と、巨大天体衝突に関する研究を紹介する。 :&aname(long0702){7/2}; 郡 和範（KEK）How to distinguish large field Inflation models after BICEP2| I would like to give a talk on a variety of large field inflation models which can fit the observational data recently-reported by BICEP2. Next I will discuss how to distinguish those models by using future cosmological 21cm fluctuation and CMB B-mode polarization observations. I will give a talk on a corresponding introduction of inflationary cosmology at the first half of my talk. :&aname(long0709){7/9}; 植田 稔也 (Univ. of Denver) Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS)| ハーシェル宇宙望遠鏡はヨーロッパ宇宙機関（ESA）が打上げ、運用した遠赤外波長域で3.5mという大口径観測を可能にしたミッションである。我々の研究グループでは、ハーシェルの高空間分散能と減衰が起こりにくい遠赤外線の性質を最大限に利用して11個の惑星状星雲のサーベイを行い、惑星状星雲のいわゆる輝線星雲部分よりも外側の領域で、低温ダストの連続線、電離・中性ガスの微細構造線、分子ガスの回転遷移輝線の空間分布を調べた。得られたデータから、ダスト、電離ガス、中性ガス、分子ガスそれぞれの空間分布を導き、空間分解したガス・ダストの質量比を観測的に求めることで、ガスかダストのどちらかを観測してガス・ダスト比でスケールすることでもう一方の量を決めるという一般的に行われている手法の検証を試みた。また、惑星状星雲内で初めてという分子イオンOH+の発見についてもレポートする。 :&aname(long0716){7/16}; 福島 登志夫 (NAOJ) Analytical computation of generalized Fermi-Dirac integrals by truncated Sommerfeld expansions| For the generalized Fermi-Dirac integrals, $F_k(\eta,\beta)$, of orders $k=-$1/2, 1/2, 3/2, and 5/2, we explicitly obtained the first 11 terms of their Sommerfeld expansions. The main terms of the last three orders are rewritten so as to avoid the cancellation problem. If $\eta$ is not so small, say not less than 13.5, 12.0, 10.9, and 9.9 when $k=-1/2$, $1/2$, $3/2$, and $5/2$, respectively, the first 8 terms of the expansion assure the single precision accuracy for arbitrary value of $\beta$. Similarly, the 15-digits accuracy is achieved by the 11 terms expansion if $\eta$ is greater than 36.8, 31.6, 30.7, and 26.6 when $k=-1/2$, $1/2$, $3/2$, and $5/2$, respectively. Since the truncated expansions are analytically given in a closed form, their computational time is sufficiently small, say at most 4.9 and 6.7 times that of the integrand evaluation for the 8- and 11-terms expansions, respectively. When $\eta$ is larger than a certain threshold value as indicated, these appropriately-truncated Sommerfeld expansions provide a factor of 10-80 acceleration of the computation of the generalized Fermi-Dirac integrals when compared with the direct numerical quadrature. :&aname(long0723){7/23}; 斎藤 貴之 (ELSI) 新しい SPH 法の定式化とその応用| Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) 法は圧縮性流体の数値解法の一つである。ラグランジュ法であるため、これまで銀河形成や星形成など天文学の分野で広くもちいられてきた。しかし近年、従来の SPH 法では、接触不連続面を扱うことができず、その結果流体不安定性を抑制し、正しくない結果を出すことが指摘された(Agertz+2007 など)。この原因は、従来の SPH 法では、密度の微分可能性を仮定しているからである。圧力が一定の接触不連続面では、密度が不連続に変化する。そのため、密度の微分可能性を仮定した定式化では、密度推定にエラーが発生し、それが圧力勾配などの推定に波及する。圧力勾配のエラーは非物理的表面張力として働き、流体不安定性の発達を阻害する。そこで我々は、密度の代わりに圧力を用いた新しい SPH (Density Independent SPH、以下DISPH)法の定式化を行った。圧力を用いて定式化を行っているため、接触不連続面において非物理的な表面張力は現れない。一次元衝撃波管問題、二次元静水圧平衡流体問題、二次元ケルビン=ヘルムホルツおよびレイリー＝テイラー不安定性問題、三次元球対称爆発問題などの標準的なテストのすべてにおいて DISPH は従来の SPH より良い結果を示した。DISPH 法は従来の SPH 法に変わる新しい標準になると期待される。発表では、DISPH 法をさらに一般化させた定式化や、地球惑星科学の分野への応用についても触れたい。 :&aname(long1001){10/1}; 祖谷 元 (理論部) 中性子星観測と状態方程式| 超新星爆発後に残る中性子星は、地上では実現困難な高密度となる為、中性子星はそのような極限環境での物理を調べる上で絶好の実験室と言える。中性子星の構造は、核物質の状態方程式によって決まるが、特に地上の原子核実験で得られる原子核飽和パラメータは、通常の中性子星の表面付近の固体層であるクラスト領域や質量の小さな中性子星における物理と密接に関連する。近年、マグネターと呼ばれる強磁場中性子星の候補天体である軟ガンマ線リピーターで発見された準周期的振動は中心天体である中性子星の振動と強く結びつくと考えられる。そこで、我々はこの準周期的振動がクラスト領域での星振に起因すると考え、原子核飽和パラーメータに制限を与える事を試みた。一方で、低質量中性子星を記述するのに非常に良い原子核パラメータの導出にも成功した。このパラメータを用いて、中性子星観測から得られる状態方程式への制限にも言及する。 :&aname(long1008){10/8}; 長谷川 靖紘 (理論部) Planet formation in inhomogeneous protoplanetary disks| One of the most fundamental questions in theories of planet formation is how planets form out of protoplanetary disks. As shown by many previous studies, planetary migration, that arises from resonant, tidal interactions between protoplanets and the natal disks, jeopardizes the existence of any planetary system around the central stars. In this talk, I will present all the key results of my recent work, wherein planet traps - specific sites in protoplanetary disks at which planets undergoing rapid type I migration are captured - play a crucial role. We will discuss how disk inhomogeneities, one of the 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. :&aname(long1015){10/15}; Turner, Edwin Lewis (Princeton Univ.) Tidally Heated ExoMoons (THEM): Theory, Observational Prospects & Astrobiological Possibilities| Tidally heated exomoons (THEM) can plausibly be far more luminous than their host exoplanet and can shine brightly at arbitrarily large separations from the system's stellar primary with temperatures of several hundreds degrees Kelvin or higher. Furthermore, these temperatures can occur in systems that are billions of years old. THEM may thus be far easier targets for direct imaging studies than giant exoplanets, which must be both young and at a large projected separation for detection with current and near future facilities. If THEM exist and are sufficiently common, it may well be far easier to directly image an exomoon with surface conditions that allow the existence of liquid water than it will be to resolve an Earth-like planet in the classical Habitable Zone of its primary. :&aname(long1022){10/22}; 加藤 恒彦 (CfCA) 高マッハ数の準平行衝撃波での陽子と電子の加速| 宇宙空間を満たす高温で希薄なプラズマ中では、荷電粒子間のクーロン衝突よりも電磁場が関係した集団現象が プラズマのダイナミクスを支配し、無衝突プラズマと呼ばれる。無衝突プラズマ中を伝播する衝撃波は無衝突衝撃波と呼ばれ、超新星残骸、ガンマ線バーストの衝撃波、活動銀河のジェットなど、宇宙のさまざまな現象に付随して発生すると考えられている。無衝突衝撃波は高エネルギー粒子を伴うことが多く、衝撃波において粒子加速機構が働いていると考えられている。超新星残骸の衝撃波は kneeエネルギー(約10^15eV)までの宇宙線の起源と考えられているが、観測される宇宙線のエネルギー分布が示すように、衝撃波での粒子加速機構はPower-law的なエネルギー分布を作り出すことができる機構であることが期待される。このような機構としては衝撃波における1次フェルミ加速が有力である。近年のハイブリッド法（陽子を粒子、電子を流体として扱うシミュレーション法）を用いたシミュレーションにより、衝撃波面法線と背景磁場の向きが平行に近い準平行衝撃波において、Power-law のエネルギー分布を持つ高エネルギー陽子を作り出す粒子加速機構が働くことが実際に示された（Sugiyama 2011など）。今回の研究では、電子も粒子として扱うPICシミュレーション法を用いて、マッハ数が30程度の高マッハ数の準平行衝撃波の1次元シミュレーションを行い、衝撃波の形成過程やそこで起きる粒子加速過程について調べた。その結果、衝撃波付近で加速機構が働いて陽子が加速され、Power-law的なエネルギー分布を持つ高エネルギー陽子が作られることを確認するとともに、絶対量は少ないものの一部の電子も加速される事がわかった。講演ではこれらの結果について報告する。 :&aname(long1024){10/24}; Keiichi Kodaira (JSPS Bonn Liaison Office) A Review: Conspiracy between dark-matter and matter in galaxy evolution| Selected works are reviewed which are related to the unknown interaction ("conspiracy") between dark-matter and matter in galaxy evolution. Starting from 1970's when optical and radio observation yielded "luminosity- velocity relations" to the decades of 1990's-2000's when SDSS data and X-ray data became available, the accumulating data suggest that some kinds of unknown "physical processes" must be acting to make matching between the dark-matter halo and the global structures of the imbedded matter galaxy. $(Q#| Since the dark-matter halos and the galaxy stellar systems can be regarded as particle ensembles, the phase-space-density distributions might play an important role. Recent large scale simulations in the LCDM universe produced model universe following their evolution from high z through z=0. The behavior of the dark-matter halos without dissipative processes shows common characteristics, as are indicated in the simulations in the Millennium Project / the Aquarius Project. The trials to include dissipative processes among baryons leading to the formation of the observable galaxies involve complex physical-chemical processes like star formation & evolution, and AGN phenomena, including energy / momentum / chemical elements feed- backs, and, so far, they have to invoke some kind of empirical, phenomenological treatments, by adjusting the values of the assumed parameters so that the resulting abundance and relations match to the observed ones. Facing with the high complexity of the involved processes, one may be inclined to adopt a working hypothesis that the nature of the "conspiracy" might be a kind of systemic (collective) influence of the dark-matter halo upon the evolution of the baryon system imbedded in it. :&aname(long1029){10/29};馬場淳一 (ELSI) シミュレーションで探る銀河渦巻構造と分子雲形成| 円盤銀河の表面に存在する渦状腕構造の正体は，標準的には「密度波」という準定常な波動現象であると解釈されている(準定常密度波仮説)．準定常密度波仮説は1960 年代にLin & Shu により提唱され， その後一定の支持を得ているものの，線形性や定常性が仮定されており，現実の渦巻き銀河に適用できるかは自明ではない． これまで私は，３次元高分解能N体＋多相星間ガスシミュレーションを行いて， 渦状腕構造のダイナミクスや維持機構を調べてきた (Baba et al. 2009; Fujii, Baba et al. 2011; Baba et al. 2013)． 特にバーのない渦巻銀河 (multiple spiral) に着目し，恒星系渦状腕は (1) 銀河回転に沿う差動回転を行い巻き込まれながら， (2)銀河回転程度の時間尺度で合体，分裂による変動するダイナミックな非線形構造であり， (3) 渦状腕により散乱された星はランダムエネルギーをあまり得ることなく 他の半径に移動 (radial migration) することで渦状腕は長時間維持されることなどを示してきた． しかし，天の川銀河を含め多くの渦巻銀河は中心に棒状構造(バー)をもち，円盤部の渦状腕のダイナミクスに与える 影響は無視できないと考えられる． 本研究では，３次元高分解能N体＋多相星間ガスシミュレーションを用いて，棒状渦巻銀河の恒星系渦状腕の ダイナミクスや星間ガスの振る舞いを調べた． その結果，multiple spiralとは異なり，バーの影響で渦状腕は銀河回転よりも速い角速度で回転するものの， 銀河差動回転により巻き込みの影響を受けながら進化することがわかった．また，バーとスパイラルの相互作用によりスパイラルが200Myrの周期性をもち形成破壊を繰り返すという現象も見られた．本講演ではこれらの最近の成果を紹介する．また，時間があれば，渦状腕やバー領域における分子雲の形成進化に関する結果を紹介する． :&aname(long1105){11/05}; Ralph Pudritz (McMaster) From Filaments to Stars: A New Paradigm for Star Formation | Filamentary structure is ubiquitous on multiple scales in molecular clouds. Observations with the Herschel observatory indicate that it is closely connected with star formation. I will discuss some of the significant advances that have occurred in our understanding of the formation, structure, and evolution of filaments and their links with star formation. I will first address some basic ideas of the structure and stability of equilibrium models of filaments including the role of gravity, turbulence, and magnetic fields. Simulations of turbulent clouds emphasize the highly dynamical aspects of filament formation including accretion flows onto and along filaments, the creation of cluster forming regions at filament nodes, and the combination of dynamical fragmentation and filamentary flow that leads to the formation of individual stars and disks. Finally I'll review some of our recent results on how filamentary structure affects radiative feedback from massive stars and the formation of star clusters. Filaments, it appears, offer some important new insights on how star formation occurs and is controlled. :&aname(long1113){11/13}; Kenneth C. Wong (ASIAA EACOA Fellow) Strong Gravitational Lensing as a Probe of Galaxy Evolution and Cosmology| Strong gravitational lens galaxies present a unique opportunity to study galaxy evolution and cosmology. By constructing a mass model of the lens galaxy that can reproduce the observed lensing configuration, it is possible to constrain the structural properties of the galaxy. Furthermore, lensed quasars with a measured time delay can be used to constrain cosmological parameters, independent of other probes such as supernovae, CMB observations, and BAOs. Most of the lens galaxies discovered to date have been at relatively low redshift (z~0.3) with very few discovered at z > 1. I present the discovery of a lens galaxy at z = 1.62, making it the most distant lens galaxy known. Analysis of this system shows that it is a compact early-type galaxy with an IMF more consistent with Chabrier than Salpeter, in contrast to results for similar galaxies at low redshift. I also present results from the H0LiCOW project, which aims to accurately model five time-delay lenses to get an accurate determination of the Hubble constant. In particular, correcting for biases introduced by line-of-sight structures projected near the lens galaxy is a key systematic that needs to be overcome. I present a new method for accurately and efficiently characterizing these effects, which accounts for the most significant perturbers explicitly while treating the majority of the perturbers with an approximation that greatly reduces the necessary computations. :&aname(long1119){11/19}; Ali Rahmati (Univ of Zurich) Simulating the cosmic distribution of neutral hydrogen and its connection with galaxies | Modern state-of-the-art cosmological simulations of galaxy formation have become indispensable tools for probing the main processes that shape the formation and evolution of galaxies. Therefore, they can be used to learn about the cycle of gas in galactic ecosystems. In this context, I will talk about the distribution of neutral hydrogen and metal absorbers in cosmological simulations and the physical conditions they are representing. In addition to comparing the predictions from simulations with observations, I will discuss the inferences we can obtain from cosmological simulations to better understand the distribution of gas in and around galaxies. :&aname(long1126){11/26}; Ramon Brasser (ELSI) Tilting Saturn without tilting Jupiter: Constraints on giant planet migration | The migration and encounter histories of the giant planets in our Solar System can be constrained by the obliquities of Jupiter and Saturn. We have performed many N-body simulations of the evolution of the outer Solar System containing the giant planets and a disc of planetesimals to study the expected final obliquity distribution of the gas giants. The initial conditions resembled those of the smooth migration model of Hahn & Malhotra, the resonant Nice model or Morbidelli et al. and two models with five giant planets in resonance initially. We find that all models have a similar probability to reproduce the current orbital properties of the giant planets while only two of these are able to reproduce the current obliquities of the gas giants, though with a small probability. :&aname(long1203){12/03}; Nanase Harada(ASIAA) Molecules in Galactic Centers | Composition of different molecular species has been used to determine physical conditions of molecular gas in many of galactic star-forming regions. Recently, the early science of ALMA has shown the ability to observe molecular lines of variety of species even in extragalatic sources. In galactic centers, molecular abundances can be affected by X-rays from active galactic nuclei (AGNs), UV-photons from nuclear starbursts, cosmic rays from supernovae, or shock waves from outflows. In this talk, I will discuss how molecular abundances of different species in an AGN-containing galaxy can be affected by different mechanisms according to the chemical models. Next, I will move onto the circumnuclear disk at the center of Milky Way within a few-parsec from the central black hole Sgr A*. By combining chemical models and line surveys taken by IRAM 30-meter telescope and APEX telescope, I will present how energetic particles such as cosmic rays in the Galactic Center can affect the chemical compositions. :&aname(long1212){12/12}; Felipe Alves (MPE) Magnetic fields in star-forming regions: from molecular clouds to cores | Magnetic fields affect the dynamics of the interstellar medium across a wide range of physical scales. Large-scale magnetic fields in molecular clouds, filaments and Infrared Dark Clouds are crucial ingredients on the formation of low- and high-mass star-forming regions. In this talk, I will present recent results of multi-wavelength polarimetric observations of molecular clouds and cores. Most of this research was performed toward the Pipe nebula, a suitable laboratory for early star-formation studies. Our studies reveal that starless cores have a polarimetric regime affected by the absence of internal heating, which is predicted by models of dust grain alignment. The multi-wavelength data resolves the magnetic field structure toward both starless cores and their halos, and they reveal the dynamical state of the cloud through the structure function of the position angles and the B-field strength estimations. Complementary science obtained with molecular line data reveal the chemistry and kinematics of the Pipe cores and are tentatively combined with the polarization. Ongoing and future projects focused on SMA and ALMA will be also discussed. :&aname(long1215){12/15}; Josep Miquel Girart (CSIC-IEEC) A decade of polarization observations with the Submillimeter Array: Magnetic fields in the earliest and last stages of stellar evolution | The magnetic field appears to be an essential ingredient in the star formation process. The dynamical evolution of the molecular clouds, including the formation of the filamentary structures and of the dense cores is thought to be controlled by magnetic fields and interstellar MHD turbulence. During the gravitational collapse of the dense cores, the influence of magnetic fields will determine the fragmentation level and how and when protoplanetary disks are formed around these stars. The magnetic fields also appears to play an essential role in the launching mechanism of jets. Moreover, during their last stages of evolution, stars with < 8 Msun show structures and physical processes that strongly resembles those of young stellar objects: high-velocity jets, tori/disks, all surrounded by a thick circumstellar envelope, which indicate that magnetic fields also play a important at these stages. In this talk, I will review the contribution of the polarimetric SMA observations in the study of magnetic fields in these processes. :&aname(long1217){12/17}; 生駒 大洋(東大) 惑星形成：短周期低密度スーパーアースの謎 | 近年の宇宙望遠鏡による系外惑星サーベイによって、 軌道周期が数100日以下では、太陽系には存在しない「スーパーアース」 という天体が無数に存在することが明らかになった。特に、地球型惑星 に比べてバルク密度の低いスーパーアース（低密度スーパーアース）の 発見は、惑星形成過程の理解にとって重要である。本講演では、低密度 スーパーアースの起源に関する我々のアイデアを紹介し、今後の検討課 題を整理する。また、観測的検証に関する我々の試みについても紹介する。 :&aname(long0107){1/7};伊藤裕貴 (理研) 構造を持った相対論的ジェットからの光球面放射 | ガ ンマ線バーストの放射機構を説明する理論モデルとして近年有望視されているものに、“光球面放射モデル”がある。このモデルは、電子との散乱によって ジェットの内部に捕縛されていた光子（ガンマ線）が、ジェットの膨張に伴い散乱の頻度が下がる事によって解放されることによって（光球面放射）、ガンマ線 バーストが引き起こされるというシナリオである。光球面放射を正確に評価するためには、光子がジェット中を伝搬し解放されるまでの一連の過程を追う必要が あるため、輻射輸送計算が必須となる。しかしこのような計算は、これまで背景流体としてジェットを定常な球対称な流れを近似したものを採用したものがほと んどである。その一方で、流体シミュレーションに基づいた研究からは、ジェットの内部には衝撃波や速度シアーなどの複雑な構造が普遍的に存在する事が示さ れている。これらの内部構造は光子の輸送過程に多大な影響を与えるため、放射への影響は無視できない。 そこで、本研究ではモンテ=カ ルロ法を用いた輻射輸送計算コードを用いて、内部に複雑な構造を伴ったジェットからの放射を定量的に評価した。特にジェットの内部が層構造となっている場 合について着目し、計算を行った。その結果、層構造を持ったジェット中を伝搬する光子は、自然に非熱的スペクトルを形成し、ガンマ線バーストのスペクトル を再現できる事を示した。また、このような過程によって生成された光球面放射は、強い偏光を伴う事を明らかにした。本講演ではこれらの結果と共に、現在 行っている三次流体シミュレーションに基づいた光球面放射の研究についても紹介する予定である。 :&aname(long0114){1/14}; 長島雅裕 （文教）銀河形成問題への準解析的手法の現状と展望 | 銀河形成問題は複雑であり、単一のアプローチではその理解は一面的になる。 複雑さの主因は、星形成やガスの熱流体力学的な振舞など、銀河スケールに比 べて極端に小さいスケールの物理が本質的に重要になるためであり、現状では どのような計算機を用いようともモデルの導入が不可欠である。我々は、「京」 や「アテルイ」等によるダークマターの計算に、星形成等の物理を組み込んだ、 新しい銀河・AGN形成の準解析的モデルを構築してきた。本講演では、新モデ ルの状況や可能性、特に大規模観測サーベイとの関わりについて紹介する。 :&aname(long0128){1/28}; 朝比奈雄太（千葉）ジェットと星間中性水素ガス雲相互作用による分子雲形成の磁気流体シミュレーション | 活動銀河核やマイクロクェーサーで観測される宇宙ジェットは中心天体近傍で解放されたエネルギーを遠方まで伝え、星間ガスと相互作用することで周囲の環境に大きな影響を与える。本研究ではジェットと星間ガスの相互作用による分子雲の形成機構を明らかにするために、星間ガスの冷却過程を考慮した磁気流体計算を実施した。この計算を銀河系内ジェット天体SS433のジェットの延長上に並んだ分子雲、Westerlund 2星団方向に観測された分子雲、銀河系中心領域の赤外線観測で発見された二重らせん星雲に付随した分子雲に適用した。ジェットの衝撃波によって圧縮された星間中性水素(HI)ガスは密度増加による冷却率の上昇によって冷却され、ジェットを包む低温高密度な領域を形成した。このような領域で分子ガスが形成される可能性がある。この低温高密度ガスの動径速度は数km/sになり観測される視線速度を説明することができる。またHIガスの密度分布がジェットの構造や分子雲の形状に与える影響を調べ、HIガスのフィリングファクターによって、低温高密度領域がWesterlund 2星団方向の分子ガスの広がった分布や円弧状の分布を再現できることを示した。二重らせん星雲に適用した計算では、銀河系の回転軸の周りを回転するHIガスとジェットの相互作用を調べ、回転速度程度の視線速度差をもつ高密度ガス雲が形成されることを示した。 :&aname(long0204){2/04}; 平居悠（東京大/理論部）Origin of the r-process elements in galactic chemodynamical evolution model | Astrophysical site(s) of r-process has not been identified yet. Promising site(s) of r- process are core-collapse supernovae (CCSNe) and neutron-star mergers (NSMs). Recent hydrodynamical simulations have shown that r-process elements heavier than 110 of mass number are difficult to synthesize by CCSNe. On the other hand, several studies reported that NSMs can synthesize these elements due to their environment of low electron fraction. Chemical evolution studies of the Milky Way (MW) halo without dynamical evolution have, however, shown that NSMs are difficult to reproduce observed r-process abundance ratio, such as [Eu/Fe] of metal-poor stars due to their low rate (~10^{-6}-10^{-3}/yr for a MW size galaxy) and long delay time (>~ 100 Myr). In this talk, we performed a series of simulations using an N-body/smoothed particle hydrodynamics (SPH) code, ASURA. We have constructed detailed chemo-dynamical evolution model of dSphs assuming NSMs are a major site of r-process. Our models successfully reproduce observed [Eu/Fe] by NSMs with delay time of 100 Myr as well as chemo-dynamical properties of observed local group dwarf spheroidal galaxies (dSphs) such as time variation of star formation rates, metallicity distribution, and mass-metallicity relation. We find that metal mixing in star-forming region is important physical process to reproduce [Eu/Fe] of metal-poor stars in dSphs. In addition, we find star formation rate in early epoch (< 1 Gyr) of galaxy evolution needs to be 10^{-4} Msun/yr. The minimum delay time of NSMs and the Galactic NSM rate are constrained to be < 500 Myr and ~10^{-4}/yr. This study strongly supports that NSMs can be the major site of r-process. :&aname(long0313a){3/13}; 武藤恭之（工学院）原始惑星系円盤の詳細構造と多波長観測 | すばる望遠鏡やALMA望遠鏡により、近赤外線やサブミリ波の領域において原始惑星系円盤を空間的に分解して観測することが可能になってきた。その結果、軸対称な構造を見せるものから、円盤全体の大きなスケールでの非軸対称性のあるもの、より小さなスケールでの詳細な構造があるものなど、様々な構造を持った原始惑星系円盤が存在することが分かってきた。本講演では、原始惑星系円盤の色々な構造の観測から、円盤の物理状態についてどのようなことが言えるのかということを議論する。特に、強い非軸対称性を持つHD 142527の周囲の原始惑星系円盤の構造に関するモデリングの結果や、近赤外線の散乱光や熱放射の観測において見えるスパイラル構造について紹介する。さらに、円盤と惑星の重力相互作用の結果として現れるギャップ構造やスパイラル構造について議論し、将来の観測でどのようなことが期待されるかを議論する。 :&aname(long0313b){3/13}; Man Hoi Lee（The University of Hong Kong）The Puzzle of the Pluto Satellite System | The dwarf planet Pluto has a fascinating satellite system with five known members: Charon, Styx, Nix, Keberos, and Hydra. The innermostsatellite Charon is about 1/8 as massive as Pluto, and the Pluto-Charon system is in a dual synchronous state, which is the endpoint of tidal evolution. The orbits of the four small satellites are nearly circular and coplanar with Charon's orbit, with orbital periods nearly in the ratios 1:3:4:5:6. These properties suggest that the small satellites were debris from the same impact event that placed Charon in orbit and had been pushed to their current positions by being locked in orbital resonances with Charon as Charon's orbit was expanded by tidal interactions with Pluto. I will discuss the tidal evolution of Pluto-Charon and show that the placing of the small satellites at their current orbital positions by resonant transport is unlikely. I will also discuss some alternative scenarios for the origin of the small satellites. // ←ダブルスラッシュはコメントアウト //:&aname(long0514){5/14}; 名前 タイトル| //アブスト //:&aname(long0521){5/21}; 名前 タイトル| //アブスト