UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者 : Hamid Hamidani（梅田研）
時間 : 16:30 -
場所 : 4号館6階1624
Title : "How to explain low luminosity GRBs with the collapsar model?"
資料 : https://www.dropbox.com/s/aqwh1yhakhdladh/PhD%20presentation%202016-1-27%20copy.mov?dl=0
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者 : 平井遼介（早稲田大学）
時間 : 16:30 -
場所 : 4号館6階1624
Title : 大質量連星系内の超新星爆発が伴星へ与える影響とその観測可能性
Abstract :
宇宙に存在する星の半分は連星である。特に、大質量星（O型星）はそのほとんどが連星系を組んでいるということが知られてきた。重力崩壊型超新星 爆発はこのような大質量星が起源であるとされているため、重力崩壊型超新星のほとんどが連星系内で起きていることになる。連星系内で 超新星爆発が起きた場合には爆風が伴星に当たり、質量を剥ぎ取る、運動量を与える、衝撃波で加熱するなどの影響が考えられる。特に質量の剥ぎ取りや与えられる運動量によってその後の連星の進化を大きく変えることもありえるため、爆風が伴星へ与える影響を定量的に研究する必要がある。
本講演では我々が取り組んできた流体シミュレーションの結果を紹介するとともに、伴星が爆風に晒された際の痕跡の観測可能性について議論する。
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者 : 林中貴宏
時間 : 16:30 -
場所 : 4号館6階1624
Title : マグネターからの磁気双極子放射への量子論的補正
Abstract :
強い磁場を帯びた中性子星であるマグネターは、これまでの観測によって10^13 Gaussを超える磁場を持つことが観測的に示唆されている。中性子星においては、自転軸と磁軸(磁気双極子の向き)がずれている場合、多重極展開の中の、磁気双極子放射によるエネルギー放射が優勢になる。磁気双極子放射によって、中性子星のspin downが引き起こされるので、中性子星からのパルス周期Pとその時間変化/dot Pを測れば、磁場を推定することができる。
一方で、量子電磁気学(QED)の効果が顕著になる典型的な電磁場のスケールはm_e^2/e(自然単位系) = 2×10^13 Gauss (磁場) = 1×10^12 V/m (電場) で与えられる(m_eとeは電子質量と電荷)ので、これまでの観測で得られた磁場の値は、マグネターからの放射についても量子論的補正を考えなければならないことを示している。特に、磁気双極子放射への補正は、観測量であるspin down rate (更には、マグネター磁場の推定値そのもの)にも影響を与え得るので、これを計算することは重要である。このような重要性にもかかわらず、磁気双極子放射への量子論的補正の先行研究は見当たらなかったので、今回、我々は摂動論的な領域でこの補正を計算した。
QED補正は、電子・陽電子の対生成・対消滅が光子の伝播や光子同士の散乱に与える影響として計算することができる。電磁場の変化が時間的にも空間的にも非常にゆっくりであるような場合には、定常な電磁場に対するQED補正を考えれば十分なので、これを表現する有効Lagrangian (Euler and Heisenberg, Z. Phys. 98 (1936) 714, Schwinger Phys. Rev. 82 (1951) 664)を用いて解析を行った。
計算の結果、磁気双極子放射への補正公式を得ることができ、補正項は(B/B_c)^2(B_c = m_e^2/e) でスケールし、係数は小スケールでの磁場の配位に依存する(ただし、O(1)程度以下)ことがわかったので、講演にて詳細を紹介する。
一方で、Euler-Heisenberg Lagrangianはフルオーダーの補正を表現できるので、B>>B_cとなるような強場極限における展開も可能であり、この領域における補正は結合定数のrunningに吸収される(Dunne, arXiv: hep-th/0406216v1)ので、補正は小さくなり、古典論の場合に近づいていくことが分かる。この事についても簡単に紹介する。
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者 : 増山
時間 : 16:30 -
場所 : 4号館6階1624
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
講演者 : 藤林翔 (京都大学)
時間 : 16:30 -
場所 : 4号館6階1624
タイトル : 極超新星でのニュートリノ駆動風における重元素合成過程
概要 :
我々や、我々の身の周りの物質を形作る数多くの元素は今までの宇宙の歴史の中で作られてきたが、数々の元素合成計算を用いた研究の結果は太陽系の重元素組成を完全に再現するには至っておらず、これらの重元素を生み出した天体について追求することが重要な課題となっている。
近年発展した数値相対論による大質量星の崩壊の数値シミュレーションによると、中心にブラックホールを残すような大質量星の崩壊時には、太陽質量の3倍に達する質量の大きな中性子星が一時形成される可能性が示唆されている。このような状況は極超新星において実現する可能性があり、本研究ではこの状況における重元素合成の可能性を調べた。質量放出機構として neutrino-driven wind を考え、ニュートリノ吸収による加熱、ニュートリノ放出による冷却を取り入れた定常解を構成した。状態方程式には Timmes の状態方程式を採用し、冷却率には電子の縮退の効果も取り入れた。以上のように構成した流体の解での温度・密度の時間発展の上で元素合成計算を行い、主にニュートリノの平均エネルギーに焦点を当ててパラメータによる依存性を調べた。
その結果、シミュレーションで示唆されるパラメータにおいて弱いr-processが起こり、結果の組成はweak-r starと呼ばれる、特徴的な元素組成を示す星のものと良い一致を示した。そのため、極超新星でのr-processはこれらの星の重元素の起源である可能性がある。また、パラメータ空間の中のYe > 0.5 となる多くの領域で強い νp-process が起きることがわかった。特に、通常の超新星における νp-process では達成し得ないような大質量数 (A > 110) の元素がいくつかの場合に生成された。これは太陽系の一部の陽子過剰核の起源を説明する可能性がある。
本講演では、これらの結果について発表する。また、Yeが0.5に近いパラメータ領域において、特異な元素合成過程が進むことが分かった。時間があればこの結果についても紹介する。
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
講演者 : 芹野素子（理研）
時間 : 15:00 -
場所 : 4号館6階1624
タイトル : MAXI observations of long X-ray bursts
要旨 :
X線バーストは、低質量X線連星において、伴星から降り積もったガスが中性子星表面で爆発的に核融合を起こすことにより、X線で明るく輝く現象である。近年X線バーストの中でも数十分から数時間にわたって輝く superburst と呼ばれる現象が注目されつつある。通常のX線バースト(数秒から数百秒程度継続)に比べて極端に継続時間が長い原因は、核反応の"点火"が比較的深い場所で起こることにあると考えられているが、提案されているモデルには未だ解決しなければならない問題も多い。
MAXIはX線で全天をモニタ観測しているので、superburst の観測に適している。講演では、MAXIによって観測された9例のsuperburst(候補)についてその特徴を解説する。また、superburst に関する過去の観測的・理論的研究についてもレビューする。
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
講演者 : 石井彩子（東北大学）
時間 : 16:00 -
場所 : 4号館6階1624
タイトル : GRB放射を再現する超相対論的流体-輻射輸送カップリング計算に向けた検証
アブストラクト :
宇宙最大級の爆発現象であるガンマ線バースト(GRB)は, 発見から40年以上経つ現在もその詳細な放射メカニズムが解明されていない. Long GRBの起源は大質量天体周辺で形成される相対論的ジェットであると考えられており, ジェット中における様々な放射モデルについてこれまでに数値的な研究が行われてきた. ジェット構造をモデリングした定常流体場における輻射輸送計算からGRBの特徴的な非熱的放射スペクトルを再現できる可能性が示され, 一方で相対論的流体計算からジェットは非一様で多次元的な構造を持ちながら時間発展し, さらにその構造が放射スペクトルに影響を与えることが指摘されてきた. これらより, GRB放射を数値計算上で再現するためにはジェット内部構造の時間発展を考慮しながらその内部での光の輸送を詳細に取り扱う必要があり, これには相対論的流体と輻射輸送のカップリング計算が必要となる. ジェットが光学的に厚い状態から薄い状態に至るまで計算を行う場合, 輻射と物質の相互作用によるフィードバックおよび輻射の非等方性が計算結果に影響を及ぼすことが考えられるが, 超相対論的流体場を考慮しなおかつこれらの効果を含めたカップリング計算はまだ行われてきていない.
我々は上記のようなカップリング計算を目指し, 超相対論的流体場中での輻射輸送計算手法を検討してきた. モンテカルロ法を用いて散乱過程を考慮した3D輻射輸送計算コードを構築し種々のテスト計算を行ってきた結果, 精度良く計算を行うために必要な時間幅や空間解像度などの計算条件を見積もった. これらの条件は流体計算とのカップリングを考える際に非常に厳しい条件となり得るものであり, 現実的な計算コストである程度高精度の計算を行うための手法についても検討していく予定である.
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 小宮
時間: 16:30-
場所: 4号館6階1624
内容: 矮小銀河におけるr-過程元素の化学進化
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 古田 (中澤研)
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階1624
内容: 研究紹介
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 佐藤
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階1624
内容: 研究紹介
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 野田
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階1624
内容: 論文紹介
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 須田
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階1624
内容: 論文紹介
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 小宮
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階 1624
内容:
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 増山
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階 1624
内容: 研究報告など
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 平居悠 (国立天文台)
Title: 銀河の化学力学進化から探るrプロセス起源天体
Abstract: rプロセス元素の起源天体は未だ明らかになっていない。連星中性子星合体は、r プロセスの有力な起源天体候補の一つである。連星進化計算からは、連星中性子星合体までに少なくとも 1 億年程度要することが示唆されている。しかし、これまでの銀河の力学進化を考慮に入れない化学進化計算からは、連星中性子星合体の低い頻度 (銀河系で10^−6―10^−3 /年)と長い合体時間(>~ 1億年) のため、[Fe/H] < −2.5 にみられる r プロセス元素組成比 (例えば [Eu/Fe])の分散を説明できないという問題が指摘されている。こうした問題は、階層的構造形成モデルに基づき、銀河系ハローがより小さい矮小銀河の集積によって形成されたとするならば、解決できる可能性がある。そこで本研究では、N 体/Smoothed Particle Hydrodynamics コード ASURAを用いて、矮小銀河の化学力学進化を計算した。rプロセス元素の起源天体としては、連星中性子星合体を仮定した。その結果、合体時間が5億年より短く、銀河系での頻度が ~10^-4 /年の連星中性子星合体で、[Eu/Fe] vs. [Fe/H]の観測値を再現できた。また、矮小銀河の力学的性質、金属量分布、質量ー金属量関係の計算値も観測値と矛盾のない結果が得られることも確認した。本研究により、[Fe/H] < −2.5における[Eu/Fe]の分散を再現するには、星形成領域 (~10―100 pc)における金属の混合が重要な役割を果たしていることが示唆された。さらに、銀河ハロー形成初期 (< 10 億年)では、個々のサブハローの星形成率が10^−3太陽質量/年程度である必要があることも示唆された。
UTAPwiki/セミナー/天体核セミナー?
発表者: 中野
時間: 16:30-17:30
場所: 4号館6階 1624
内容: 中野さんの研究紹介など
UTAPwiki/セミナー/天体核・素粒子物理速報?
お休み
UTAPwiki/セミナー/天体核・素粒子物理速報?
発表者：須田（1/30から日程を変更）
UTAPwiki/セミナー/天体核・素粒子物理速報?
発表者：須田
UTAPwiki/セミナー/天体核・素粒子物理速報?
お休み
![[PukiWiki]](image/pukiwiki.png "[PukiWiki]")