国立天文台
理論研究部+天文シミュレーションプロジェクト (CfCA)
研究成果
2012年度（2011年11月～2012年10月）

研究分野（2012版）	
天体力学	
星形成		
分子雲乱流		磁場観測		
nonLTE
輻射輸送	
ALMA
野辺山	

吉田	

可視化	
武田	中村	

浜名	

梶野	
富阪	
理論研究部・CfCA
小久保	伊藤	
工藤	
滝脇	
田中	
銭谷	
高橋	
固武	藤本	
大須賀	

プラズマ物理	
理論研究の広い分野	

高エネルギー	
X線天文	

超新星	
重力波	

すばる	
重力レンズ	
SC
化学進化	
HDS
惑星系	
超新星	
偏光	

３次元ニュートリノ輻射輸送計算による超新星爆発	
滝脇知也 固武慶 諏訪雄大,	  ApJ	  accepted	  Cf.HPCI戦略プログラム分野5「物質と宇宙の起源と構造」

ニュートリノをエネルギーごとに分けて反応を計算するspectral transportを用いて３次元の輻射流体コードを世界に先駆けて開発した(ApJ accepted)。	
このコードを使用した詳細な３Ｄの超新星モデルの構築が、「京」コンピュータの７つの優先課題の一つに選ばれ、現在徐々に解像度を増加させつつシミュレーションを行っている。左下の図はエントロピーを可視化したもの。	

Three-­‐dimensional	  Hydrodynamic	  Core-­‐collapse	  Supernova	  Simula;ons	  for	  an	  11.2	  Msun	  Star	  with	  Spectral	  Neutrino	  Transport	  The	  Astrophysical	  Journal,	  Volume	  749,	  Issue	  2,	  ar;cle	  id.	  98,	  17	  pp.	  (2012)	
••
•

•
•

爆発の様子。エントロピーを表示している。この計算は解像度が低いとの指摘もあり、高解像度の計算に「京」を用いて取り組んでいる。	

••HPCI 滝脇 知也 特任助教	

超新星爆発をニュートリノ加熱メカニズムで説明する試みは困難
５０年にもわたる試行錯誤
近年、２次元軸対称を仮定した計算の結果、対流が加熱効率を増加させ爆発を成功させると指摘される
しかし２次元軸対称の仮定では対流の形状もまた、不自然。
滝脇、固武、諏訪はニュートリノの輻射輸送を低い計算コストで行う手法を開発
世界に先駆けて形状を仮定しない３次元の計算を実行
結果、自然な３次元の対流の下で、超新星爆発を再現することに成功	

３次元一般相対論ニュートリノ輻射計算による	大質量星の重力崩壊及び重力波放出	
黒田仰生	

回転している星が我々は時空、流体、ニュートリノ輻射場を	重力崩壊に	自己矛盾なく解く事の出来る３次元数値コード	
伴い放出する	を世界に先駆けて開発した。	
それにより、一般相対論の効果はニュートリノの	 重力波を見積もり、	回転の影響	平均エネルギーを上げる等、	を調べた。	
超新星爆発に有利に働く可能性を示した。	
(Kuroda,	  Kotake	  &	  Takiwaki,	  in	  prep.)	  回転	(Kuroda,	  Kotake	  &	  Takiwaki,	  2012,	  ApJ,	  755,	  11)	  重力波の振動数分布	への回転の影響。	
色が赤い程強い	重力波が放出されている	

原始中性子星とその周囲の対流領域
におけるエントロピー分布	

理論研究部 研究員	

理論研究部 固武慶 助教	理論研究部田中雅臣助教	

すばる望遠鏡/FOCAS	

模式図	

超新星爆発からの放射に	  様々な角度の偏光が含まれる	  −20−15−10−50ことを発見	
3−1
Doppler Velocity (10 km s )

U (%)

1Q0
U 超新星爆発が３次元形状をもって	  −15Tanaka

実際の観測	

Q (%)−20−15−10−5−200−15−10−5

Doppler Velocity (103 km s−1)

Doppler Velocity (103 km s−1)

01.0
1

SN 2009jf(+9.3 days)

U (%)

0.5

Q
U06

３次元輻射輸送シミュレーション	
−101

U (%)

0

爆発している	

0−15−10Q (%)

10.0
Tanaka,	  M.,	  et	  al.	  	  2012,	  ApJ,	  754,	  63	  −0.5
2012年8月ウェブリリース	  (日本経済新聞、読売新聞、	  −1.0
産經新聞、科学新聞に掲載)	   −1.0

OI
Ca II

−0.50.0Q (%)

0.51.0研究員（現基研特任助教）	

中性子星固有モード	の振動数	

核物質の状態方程式パラメータ	

（助教）	

マグネターフレアに伴う磁気散逸機構の研究	
相対論的速度で膨張する磁気ループのダイナミクスと磁気再結合によるエネルギー解放	

HPCI	  高橋博之 特任助教	
相対論的MHDによる大局的数値実験	
Takahashi	  et	  al.	  2011,	  MNRAS,	  414,	  2069	  	  圧力	-­‐ループの膨張に伴い、内部に電流シートを形成	
-­‐解析解を導出→数値計算結果とよく一致	-­‐アウトフローのローレンツ因子とエネルギーの間にスケーリング則がある事を示す	

抵抗性相対論的MHDによる局所的数値実験	
Takahashi	  et	  al.	  2011,	  ApJ,	  739,	  L53	  Sweet-Parker型リコネクション	
密度	 	温度	
Vy	  Ez	  -磁気エネルギー解放に伴い高温•準相対論的アウトフローを形成-エネルギー変換効率は磁気レイノルズ数に強く依存磁気リコネクションの基礎研究	 
プラズマシミュレーション	

銭谷 誠司国立天文台フェロー中心エンジン	
電子	イオン	中心エンジン	
衛星の推定軌道	

電子速度	イオン速度	

B	

衛星データ	

• 磁気リコネクション	 ＝	 太陽・惑星・天体プラズマ環境での重要素過程	 
• プラズマ運動論PICシミュレーション	 Zenitani et al., Phys. Plasmas, 2011	 

• 中心エンジン周辺のリコネクションの内部構造を再考	 

• 地球磁気圏での直接衛星観測

Zenitani et al., Geophys. Res. Lett. 2012	 

• プラズマ速度などが推定軌道沿いの双方向ジェット構造と良く一致	 
• エネルギー散逸の大きな中心エンジンを惑星磁気圏尾部で初めて特定	 集団的星形成過程の研究：理論と観測の協同研究	
星団形成領域における原始星アウトフローの役割の解明と新たな星形成モデルの構築	
中村文隆 准教授	

3次元磁気流体コードによる計算	

最も近傍の星団形成クランプの観測的研究	
ASTEによるCO(3-2)観測	（１）Nakamura & Li, 2011, ApJ, 740, 36 	
磁場とアウトフローが分子雲コア形成に及ぼす	影響の解明。コアは乱流場による外圧で圧縮されていることを示した	
（２）Zhao, Li, & Nakamura, 2011, 742, 10原始星コアの質量降着における磁場の影響	

研究目標	
従来の星形成シナリオとは異なる新しい星形成シナリオの構築を理論・観測の協同研究により目指す	

野辺山45m鏡による12CO(1-0)観測	（１）Nakamura et al. ApJ, 2011, 737, 56	
ASTE10m鏡によるSerpens South星団形成領域	における原始星アウトフローの同定	
アウトフローが星団形成クランプ内の乱流エネル 	ギーを供給可能であることの実証	
（２） Nakamura et al. ApJ, 2012, 746, 25 	
野辺山45m鏡・ASTEによる星団形成領域L1641N観	測：衝突により誘発された星団形成クランプの形成	
（３） Nakamura, Takakuwa, Kawabe, ApJ, 2012, 758, 25	
星団形成領域の星なしコアにはsub stellar mass ス 	
ケールの内部構造があることを発見	

CCSゼーマン効果と理論計算を連携させた星形成における磁場の役割の研究（基盤研究A）	

砂時計型・S字型磁場構造の起源	

星間ダストの整列による直線偏光シミュレータ	
Isolated Massive Dense ClumpJ
IRAS0126+4104
NGC1333IRS4
SMA877µm
B
偏波観測	
回転磁場非整列型	
回転優勢	
J
Girart+06
B
回転磁場	整列型	

CSO

新永+片岡,町田,富阪2012ApJL

rotating
disk

砂時計型	
シミュレーションとALMA等の偏波観	測の相乗効果	

片岡（総研大D1）,町田,富阪2012ApJ印刷中	Radiation Magnetohydrodynamics + NonLTE Radiative Transfer
3次元輻射、非理想磁気流体	 第1コアの観測予測	
シミュレーション	
落下と回転	
第2コア	非局所熱平衡輻射輸送	
第1コア	
q=30

ρ（g cm-3)z

線：輝度加重平均	
速度	
輝度：積分強度	

T（K)
q=80
10-3z

1103

半径（AU）	
富田（総研大修了）,富阪＋2012ApJ印刷中	
富阪、富田2011PASJ100AU

浜名崇（理論研究部・助教） ２０１１年度 研究成果ハイライト	
重力レンズ銀河団の理論モデルの構築とすばるデータの重力レンズ解析	
Hamana et al., MNRAS, 425, 2287 (2012) 	
1.背景	
•銀河団は初期密度場のpeakに形成されるため初期宇宙の情報をもたらす	•すばるHSCによって多数の銀河団が重力レンズ法で検出されることが期待される	
2.目的	•すばるHSCサーベイ重力レンズ銀河団による宇宙論研究を実用的なものにする	•理論モデルを整備する	•重力レンズ銀河団による宇宙論研究の実用性の検証	
3.方法	
•理論モデルと数値シミュレーションにより理論モデルを構築	
•現有データの重力レンズ解析を行い、解析法の開発とおよび理論モデルとの整合性の検証	
4.結果	
•重力レンズ銀河団number countsの精密理論モデルを構築	
•観測データとの整合性を確認	•世界初の重力レンズ銀河団number counts測定		
＊付記	
開発した重力レンズray-tracingシミュレーションコードを公開した	

重力レンズシミュレーション	

すばるデータの重力レンズ解析	

vr
t=60.0vr
t=40.0vr
t=80.0vr
t=100.0

浅野栄治（H23研究支援員）	 
2.5次元球座標	 相対論的Force-Free方程式	 
初期条件：双極磁場	 境界条件：磁力線に捻れのエネルギー注入	 

light speed

7

最も4元速度が大きい部分は、r=15付近の赤道面上で起こった、数値的な散逸による磁気リコネクションによるもの	 	 

6ur

50.077r

40.033r

32102040r

6080100

現在、論文を執筆中。今後は、磁場とプラズマの相互作用を考慮した、相対論的MHD方程式を同様の条件で解くことで、高エネルギー現象を伴う中性子星磁気圏の研究を進めていきたい	 

赤道面での４元速度（動径成分）の時間発展	 

（天文学会2012年春季年会ポスター発表）	 

Δ σS /0.00

パルサーキックのメカニズムの解明	ρB = ρ0ρB = 3ρ0
ρB = 5ρ0−0.01： 強磁場下におけるニュートリノ放射の異方性による説明	
−0.50.0− cosθf0.5−0.50.0− cosθf0.5

丸山智幸（日本大）、安武伸俊(千葉工大)、	online)
Ratios of the magnetic part of the scattering cross-sections ∆σS , to the cross① 強磁場下での、核物質中ニュートリノ伝搬には	
Myung-Ki Cheoun(Soongsil Univ.) 、日高潤（国立天文台）	

その散乱＆吸収断面積に有意な異方性が生じる	
J. Mathews(Notre Dame)ut a magnetic-field
σS0 on matter without Lambdas (a and c) and with Lambdas 梶野敏貴（国立天文台）、Grant(b: 相対論的平均場理論による（参考文献１＆２）	

Chung-Yeol Ryu(Hanyang Univ.)
20 MeV (a and b) and at T = 40 MeV (c and d). Dotted, dashed and solid lines

results for densities of ρB = ρ0 , 3ρ0 and 5ρ0 , respectively.

磁場による	異方性	

磁場の	ない場合	

0∆σA /σA

0.04(a) T = 20 MeV(c) T = 40 MeV

ΔσA / σA00.02② この効果が中性子星表面での	異方的ニュートリノ放射となり	超新星爆発時に中性子星が	反跳を受ける（参考文献２）	
（パルサーキック！）	

0.00
ρB = ρ0−0.02

ρB = 3ρ0
ρB = 5ρ0p, nλMFP−0.040.04

(b) T = 20 MeV(d) T = 40 MeV増加	

ΔσA / σA00.02③ 異方的ニュートリノ吸収の効果	
をボルツマン方程式を解いて	パルサーキックの効率を計算
条件 一様磁場B：2×1017 G	
温度： 20 MeV 	MPNS=1.68 Msun	
Eexplosion=3×1053 erg			vkick= 520-580 km/s	
観測値（平均）：400 km/s	

0.00−0.02−0.04

ρB = ρ0減少	
−0.50.0− cosθiρB = 3ρ0
ρB = 5ρ0p, n, Λ

0.5

−0.50.0− cosθi

0.5

Force（パルサーキック）	

r online) Ratios of the magnetic part of the absorption cross-sections ∆σA , divided

ニュートリノの伝搬方向	

0 on the matter without Lambdas (a and c) and on
ctions without a magnetic-field σA

参考文献	
ambdas(b and d) at T = 20 MeV (a and b) and at T = 40 MeV (c and d). Dotted,T. Maruyama
et al.forPhys.
D83081303, (Rapid Communication) 	
lid1.
lines
represent the results
ρB = ρ0Rev.
, 3ρ0 and5ρ0(2011),, respectively.
2.T. Maruyama et al. Phys. Rev. D , in press	
3.丸山智幸 日本物理学会2011年 秋季大会, 	
21J.Hidaka et al. NMD12poster	
本研究の進展 	：トロイダル磁場	を考える	
パルサー回転の	減速メカニズム！	 
		
磁気双極子放射	
より大きな効率	（参考文献３）	

ᓸᖺᤊߩㆇേߣ㓸Ⓧ

小久保英一郎	ᓸᖺᤊߩㆇേߣ㓸Ⓧߩ⚛ㆊ⒟ߩ‛ℂߦߟ޿ߡ⸃⺑ߒ‫ޔ‬౞⋚ࠟࠬߣߩ⋧੕૞↪ߦࠃࠆ゠㆏ㅴൻߣࠟࠬᖺᤊᒻᚑߦߟ޿ߡ߹ߣ߼ࠆ‫ߡ޿↪ࠍࠄࠇߘޕ‬ᖺᤊ♽ߩᄙ᭽ᕈߦߟ޿ߡ⼏⺰ߔࠆ‫(ޕ‬Dynamics and Accretion of Planetesimals, Kokubo & Ida, 2012)ᖺᤊ♽ߩᄙ᭽ᕈ(゠㆏㐳ඨᓘ-౞⋚⴫㕙ኒᐲ)fd• ᄙ૕ࠪࡒࡘ࡟࡯࡚ࠪࡦߦࠃߞߡ᣿ࠄ߆ߦߥߞߚᓸᖺ
ᤊߩㆇേߣ㓸Ⓧߩ⚛ㆊ⒟ߩ
‛ℂࠍ⸃⺑tgrow( 10 M ) < t dep

M iso >10 M

aingas giants• ࿾⃿ဳᖺᤊᒻᚑߩᦨ⚳Ბ㓏aoutߩ‛ℂࠍ⸃⺑• ᓸᖺᤊ (ේᆎᖺᤊ/ᖺᤊ) ߣ౞terrestrial planets⋚ࠟࠬߩ⋧੕૞↪ߦࠃࠆ゠㆏ㅴൻߣࠟࠬᖺᤊᒻᚑ᧦ઙ
ࠍ⸃⺑

ice giants• ♽ᄖᖺᤊ♽ߩᄙ᭽ᕈߩ⿠Ḯߦa iceaߟ޿ߡ⼏⺰土星の環におけるプロペラ構造の形成	
道越秀吾,	  小久保英一郎	

• 土星の環でプロペラ状の構造の発見(Tiscareno et al. 2006)• 環に埋もれた小衛星が原因• プロペラの形成条件をN体シミュレーションで調べた	

プロペラの観測例	

• プロペラ状の部分空隙が	  形成されることを確かめた	
• 衛星の大きさと周囲の密度で	  形成条件が決まっている	

シミュレーション結果の例	
Michikoshi	  and	  Kokubo,	  2011,	  ApJ,	  732L,	  23-­‐	  永年重力不安定による微惑星形成	
道越秀吾	
研究の背景	•

惑星形成の初期段階ではダストとガスが乱流状態となっていた	
• 乱流中のダストがどのように微惑星へと成長したかよくわかっていない	• 乱流でかき混ぜられたダスト粒子の長期進化を調べた。	
結果	

••
•

乱流の強さによらず永年的な不安定が存在しダスト密度が上昇する	
シア乱流などの弱い乱流でダストサイズが1mm程度まで成長すれば円盤寿命内で不安定が効く不安定で形成された高密度領域での微惑星形成の可能性
Michikoshi,	  Kokubo,	  Inutsuka,	  2012,	  ApJ,	  746,	  35-­‐	  INDUCED TURBULENCE AND THE DENSITYSTRUCTURE OF THE DUST LAYER
IN A PROTOPLANETARY DISK
• 微惑星形成過程において、原始惑星系円盤のダスト層が形成されると、シアー不安定性やストリーミング不安定性が生じる	
• シアー不安定性やストリーミング不安定性により乱流状態になるため、ダストの運動、成長に影響を与える	
• ダスト落下による重力エネルギー解放を考慮入れた乱流やダスト速度の定式化を行い、数値シミュレーションにより確かめた	• ダストサイズが大きくなると数値シミュレーションと解析解のズレが生じることが分かった	

石津尚喜(CfCA)	

Ref. Takeuchi, T; Muto, T; Okuzumi, S; Ishitsu, N; Ida, S, Ap. J. 744, 101 (2012)

微惑星集積に対する微惑星連星の影響
小惑星	

海王星以遠天体 	（３０AU以遠、TNO）		
小南（台坂）淳子、牧野淳一郎	

本研究では微惑星に質量分布をつけた	円盤を考慮してN体計算を行う	

ヒル半径/物理半径が違う	
aAU

rhrh
Rpm = 3 ×10 22 - 3 ×10 25 g

Rp

10 51010 4累310積個210数	101 2×10 22ab / rH 12×10242×1026m(g)
重いもののほとんどが連星を形成している	

0.1

4000

5000

6000

t ( year )7000

全衝突回数50回、衝突前に連星になっていたもの10個	
よって2割は連星経由の衝突	

Kominami and Makino (2012, in prep)付加的な第一積分存在のための必要条件（吉田春夫）	
• A. J. Maciejewski, M. Przybylska（ポーランド）との共同研究	
• 先行研究は Yoshida(1987, 1989), Morales et al.(1999)• 同次式ポテンシャル系において既知の第一積分以外の第一積分が存在するための必要条件を示した	
• 微分ガロア理論による定式化	
• ある定数行列の固有値に対する条件が主結果	
• 結果を1次元の同次式ポテンシャル格子に適用	• Nonlinearity 25 (2012) 255—277, に出版	武田隆顕	

■粒子系データの可視化ソフトウェアZindaiji3の開発	
★描画アルゴリズム、GUI等の大幅改善	
★扱える粒子数の大幅増	(現時点で最大2億5千万粒子のデータの取扱い可能に)	  可視化ツールZindaiji3の開発について	
武田隆顕、可視化情報学会誌2012,	  vol32,	  No127,	  p.156	  大規模粒子シミュレーションデータ可視化ツールZindaiji3の開発について	
武田隆顕、宇宙科学情報解析論文誌(Submibed)	  ■ボリュームデータ可視化ツールOosawaの開発を継続	
生物など天文以外への分野での4D2U的画像、動画の提供	
1.アメーバの構造の時間進化映像	
High-­‐speed	  imaging	  of	  amoeboid	  movements	  	  using	  light-­‐sheet	  microscopy	  Daisuke	  Takao,	  Atsushi	  Taniguchi,	  Takaaki	  Takeda,	  Seiji	  Sonobe,	  Shigenori	  Nonaka	  PLos	  One	  (2012),	  accepted.	

2.食虫植物の構造データ等の3DCG化	
Using	  image-­‐based	  resources:	  databases	  	  for	  plant	  organelle	  dynamics,	  	  and	  applica;ons	  based	  on	  image	  informa;on	  Shoji	  Mano,Yoshitaka	  Kimori,Takaaki	  Takeda,Tomoki	  Miwa,	  Shuh-­‐ichi	  Nishikawa,Tetsuro	  Mimura,Akira	  Nagatani,Mikio	  Nishimura,	  Introduc;on	  to	  Sequence	  and	  Genome	  Analysis	  (2012),	  accepted	

伊藤孝士（天文シミュレーションプロジェクト・天文データセンター）	
昨年度の活動： 日本学術振興会委託事業 『アジア・アフリカ学術基盤形成』代表	
「太陽系小天体の物理特性解明と衝突危険予測のためのアジア広域観測	ネットワークの構築 」 - ウズベキスタン・台灣・大韓民国との国際連携計画	
(1) Maidanak観測所ユーザーズミーティング開催	Ø 平成24年1月、国立天文台三鷹	

(2)
(3)

(2) Maidanak観測所のKiev望遠鏡に設置する	新しいCCDカメラの準備・輸出・調整・設置	Ø平成23年度全般（協力・京大宇物 & OAO）	
(3) Ulugh Beg天文研究所からの学生招聘	
Ø 観測・データ解析訓練（協力・JAXA & BSGC）	
事業最終年度にてようやく体制確立。連続観測開始！	
だが予算は尽きた → 新財源探し（現在の主活動）	

(1)

観測例. 若い小惑星族構成員	
(3076) Garber の光度曲線	

Maidanak観測所のKiev望遠鏡を使い	2012年7月に取得した観測データによる