ダークマター粒子の正体が100GeV-1TeVの質量を持つニュートラリーノであれば，最小のダークマターハローは地球質量程度になると考えられる。このマイクロハローが現在まで生き残っていると，ダークマター対消滅によるガンマ線の主なソースになるが，生き残るかどうかについては論争があった。生き残るかどうかは構造，特に中心密度によるが，従来のシミュレーションでは分解能が不足していてはっきりした結論が得られていなかった。 そこで我々は高分解能の宇宙論的N体シミュレーションを用いて，地球質量マイクロハ...
クェーサーは超巨大ブラックホールへのガス降着によって非常に明るく輝く天体である。これまでの観測から，赤方偏移6を超える宇宙でクェーサーが発見された。このことは宇宙誕生後10億年の間に太陽質量の約10億倍もの超巨大ブラックホールが形成されたことを意味している。一方で，超巨大ブラックホール形成の理解には，角運動量輸送の問題，つまり，どのように銀河の大きさの約10桁も小さい領域に大量の物質を集めるのか，という問題を解くことが重要である。 近年，我々は銀河からのガス供給と銀河核ガス円盤(6 高赤方偏...
第一世代星（PopIII星）の初期質量関数（IMF）は，宇宙再電離や原始銀河形成，初代ブラックホール形成を決定づける重要な量である。IMFを求めるためには， PopIII星の形成に必要なダークハロー質量（およびその中でのバリオンガス質量），そこで形成される星の質量を決定しなければならない。 従来の研究では，PopIII星の形成に必要なダークハロー質量は，およそ10^6Msunであり，バリオンガス質量は10^5Msunであることが示されてきた。また，形成されるPopIII星質量は100-1000M...
全ての銀河中心には，ブラックホールが存在すると考えられている。我々が住む天の川銀河の中心にある光源Sagittarius A* (略して Sgr A*：サジタリウスAスター)には，およそ太陽質量の400万倍のブラックホールがあると見積もられている。そして全ての星が自転しているように，ブラックホールも自転していると考えられる。しかしブラックホールの自転角運動量（スピン）を測定するのは容易ではない。なぜならブラックホール自体は事象の地平線で隔たれているからである。 とは云えブラックホールそのものが...
ヴォイジャー1号（V1）は2004年末に，続いてヴォイジャー2号（V2）は2007年8月末に太陽圏外圏の終端衝撃波（TS）を通過した。太陽からの距離は夫々，94AU及び84AUであった。この10AUの差から太陽圏外圏構造が非対称な構造になっていることが示唆される。またボイジャー2号での太陽風プラズマ観測では深惑星間空間でのラム圧が日々大きく変動していることから，終端衝撃波の太陽からの距離も日々変動していることが示唆されている。我々は大規模MHD解析から，V1及びV2のTS交差の観測時間及び位置を...
定在降着衝撃波不安定性(SASI)は，ブラックホール降着流を背景にFoglizzo(2001，2002)により発見された不安定性である. その後，SASI は重力崩壊型超新星爆発における衝撃波停滞後にも現れることが示され，爆発のキーメカニズムとして現在注目されている. しかし，SASI を励起する基本メカニズムは解明されていない. 現在，衝撃波と降着天体間の音波によるサイクル(PAC)と移流と音波がカップルしたサイクル(AAC)のふたつが提案されている. Folgizzo(2009)(F09) ...
星形成領域で原始星からのアウトフローが数多く観測されている。 近年の詳細な観測から，これらのフローは低速(双極分子流)と高速 (光学ジェット)の成分に分けられることが分かってきた。また，こ れらは，星形成過程と密接に関連していると考えられているが，そ の起源や駆動メカニズムは，よく分かっていない。 我々は，３次元磁気散逸MHD多層格子法を用いて分子雲コアから原始 星が形成するまでの直接計算を行った。その結果，分子雲の収縮過程 で，性質の異なる２種類のフローが駆動しうることを求めた。また， 各々...
アンテナ銀河のような衝突初期の相互作用銀河は広がったスターバースト領域と星団形成領域を持つことが知られている。しかしながら，従来の相互作用銀河の数値シミュレーションでは，スターバーストは合体の最終段階でしかおきていなかった。本講演では，これら観測的特徴が超高分解能の銀河衝突シミュレーションのもとで自然に生じることを確認したので報告する。 従来の銀河衝突シミュレーションでは，ガス粒子質量は 106 太陽質量程度であり，状態方程式は等温(～104 K)か，104 K 程度で冷却を止めるものであった...
ダークマター粒子の正体が100GeV-1TeVの質量を持つニュートラリーノであれば，最小のダークマターハローは地球質量程度になると考えられる。このマイクロハローが現在まで生き残っていると，ダークマター対消滅によるガンマ線の主なソースになるが，生き残るかどうかについては論争があった。生き残るかどうかは構造，特に中心密度によるが，従来のシミュレーションでは分解能が不足していてはっきりした結論が得られていなかった。 そこで我々は高分解能の宇宙論的N体シミュレーションを用いて，地球質量マイクロハ...
February 2010 13 : 30 dark matter, cosmology, N-body simulations, and numerical simulations
クェーサーは超巨大ブラックホールへのガス降着によって非常に明るく輝く天体である。これまでの観測から，赤方偏移6を超える宇宙でクェーサーが発見された。このことは宇宙誕生後10億年の間に太陽質量の約10億倍もの超巨大ブラックホールが形成されたことを意味している。一方で，超巨大ブラックホール形成の理解には，角運動量輸送の問題，つまり，どのように銀河の大きさの約10桁も小さい領域に大量の物質を集めるのか，という問題を解くことが重要である。 近年，我々は銀河からのガス供給と銀河核ガス円盤(6 高赤方偏...
January 2010 13 : 30 SMBH
第一世代星（PopIII星）の初期質量関数（IMF）は，宇宙再電離や原始銀河形成，初代ブラックホール形成を決定づける重要な量である。IMFを求めるためには， PopIII星の形成に必要なダークハロー質量（およびその中でのバリオンガス質量），そこで形成される星の質量を決定しなければならない。 従来の研究では，PopIII星の形成に必要なダークハロー質量は，およそ10^6Msunであり，バリオンガス質量は10^5Msunであることが示されてきた。また，形成されるPopIII星質量は100-1000M...
December 2009 13 : 30 first stars, hydrodynamics, and numerical simulations
全ての銀河中心には，ブラックホールが存在すると考えられている。我々が住む天の川銀河の中心にある光源Sagittarius A* (略して Sgr A*：サジタリウスAスター)には，およそ太陽質量の400万倍のブラックホールがあると見積もられている。そして全ての星が自転しているように，ブラックホールも自転していると考えられる。しかしブラックホールの自転角運動量（スピン）を測定するのは容易ではない。なぜならブラックホール自体は事象の地平線で隔たれているからである。 とは云えブラックホールそのものが...
November 2009 13 : 30 black holes and accretion discs ヴォイジャー1号（V1）は2004年末に，続いてヴォイジャー2号（V2）は2007年8月末に太陽圏外圏の終端衝撃波（TS）を通過した。太陽からの距離は夫々，94AU及び84AUであった。この10AUの差から太陽圏外圏構造が非対称な構造になっていることが示唆される。またボイジャー2号での太陽風プラズマ観測では深惑星間空間でのラム圧が日々大きく変動していることから，終端衝撃波の太陽からの距離も日々変動していることが示唆されている。我々は大規模MHD解析から，V1及びV2のTS交差の観測時間及び位置を...
October 2009 13 : 30 solar wind and MHD 定在降着衝撃波不安定性(SASI)は，ブラックホール降着流を背景にFoglizzo(2001，2002)により発見された不安定性である. その後，SASI は重力崩壊型超新星爆発における衝撃波停滞後にも現れることが示され，爆発のキーメカニズムとして現在注目されている. しかし，SASI を励起する基本メカニズムは解明されていない. 現在，衝撃波と降着天体間の音波によるサイクル(PAC)と移流と音波がカップルしたサイクル(AAC)のふたつが提案されている. Folgizzo(2009)(F09) ...
September 2009 13 : 30 supernovae and numerical simulations 星形成領域で原始星からのアウトフローが数多く観測されている。 近年の詳細な観測から，これらのフローは低速(双極分子流)と高速 (光学ジェット)の成分に分けられることが分かってきた。また，こ れらは，星形成過程と密接に関連していると考えられているが，そ の起源や駆動メカニズムは，よく分かっていない。 我々は，３次元磁気散逸MHD多層格子法を用いて分子雲コアから原始 星が形成するまでの直接計算を行った。その結果，分子雲の収縮過程 で，性質の異なる２種類のフローが駆動しうることを求めた。また， 各々...
June 2009 13 : 30 star formation, protostars, MHD, and GMC
アンテナ銀河のような衝突初期の相互作用銀河は広がったスターバースト領域と星団形成領域を持つことが知られている。しかしながら，従来の相互作用銀河の数値シミュレーションでは，スターバーストは合体の最終段階でしかおきていなかった。本講演では，これら観測的特徴が超高分解能の銀河衝突シミュレーションのもとで自然に生じることを確認したので報告する。 従来の銀河衝突シミュレーションでは，ガス粒子質量は 106 太陽質量程度であり，状態方程式は等温(～104 K)か，104 K 程度で冷却を止めるものであった...
May 2009 13 : 30 star formation and galaxy formation
和 英