Transcript 理論 - 国立天文台 野辺山

NRO Users Meeting 2011 7/28 @ Nobeyama
理論
(45mとASTEそしてALMA )
西合 一矢 (国立天文台 ALMA推進室 ARC)
ALMA共同利用開始は今後の研究体制の転換を象徴する出来事
- 観測研究と理論研究の今後の方向性の転換
- 日本国内の観測・理論リソースの戦略的活用
- ユーザー層の拡大へ向けてソフトやアーカイブの統一的整備の要望
具体例：First Coreを観測予測する
Main Accretion Phase
First Core
Molecular Cloud Cloud Core
Second Collapse Class 0 Objects
?
Padgett et al. 1999
Onishi et al. 1998
Atlas and Catalog of Dark Clouds
@Gakugeidai
Runaway
Collapse
10-19
Hydrostatic core
Runaway Collapse
＋Accretion
10-13
10-７
Density rc [g cm-3]
未発見天体!
10-3
数値計算から観測予測へ
3次元輻射（FLD近似)流体計算： 初期状態は10000AUスケールの分子雲コア
輻射流体シミュレーション
870 mm (345GHz)連続波強度(d=150pc)
(密度、温度、速度分布）
輻射強度(Jy)分布
i = 60 deg
柱密度
輻射輸送計算
20AU
Tomida et al. (2010)
（距離/ダストモデル/周波数）
Jy/Beam
Amp. (Jy)
CASA Simulator
- アンテナ配列
- 積分時間
Visibility Amp.
UV distance (kl)
いろいろな角度や周波数での結果
ざっと、紹介します。
柱密度
Face-on (i = 0 deg)
Edge-on (i = 90 deg)
20AU
※Log scale
face-on
z
edge-on
i = 60 deg
RHD results
Tomida et al. (2010)
The Image of the Rotating First Core at 1300
i＝89o
mm (100GHz)
i＝1o
Beam size = 3” (L=250m, d=150pc)
Beam size = 0.3” (L=2.5km, d=150pc)
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 850
i＝89o
mm (350GHz)
i＝1o
Beam size = 3” (L=250m, d=150pc)
Beam size = 0.3” (L=2.5km, d=150pc)
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 420
i＝89o
mm (713GHz)
i＝1o
Beam size = 3” (L=250m, d=150pc)
Beam size = 0.3” (L=2.5km, d=150pc)
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 250
i＝89o
mm (1.20THz)
i＝1o
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 160
i＝89o
mm (1.87THz)
i＝1o
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 70
i＝89o
mm (4.28THz)
i＝1o
i＝60o
face-on
z
edge-on
The Image of the Rotating First Core at 24
i＝89o
mm (12.5THz)
i＝1o
i＝60o
face-on
z
edge-on
数値計算から観測予測へ(Non-LTE)
3次元MHD輻射（FLD近似)流体計算： 初期状態は10000AUスケールの分子雲コア
CS 8-7 強度 輝度温度(K)分布
輻射流体シミュレーション
柱密度
i = 60 deg
20AU
Non-LTE計算
（分子種/外部輻射場）
Tomida et al. (2010)
CS 6-5
CASA Simulator
(アンテナ配列/積分時間)
Tomisaka et al. (2011)
数値計算から観測予測へ(HDO)
3次元MHD輻射（FLD近似)流体計算： 初期状態は10000AUスケールの分子雲コア
輻射流体シミュレーション
柱密度
20AU
HDO 312-221 輝線 積分強度
i = 0 deg
衝撃波計算
(ダスト蒸発、Line transfer)
Saigo et al. (2011 in prep)
星形成のシミュレーション研究
～2011年の現在地と今後の展望～
60年代～70年代 準平衡、球対称収縮 1D: Nr～102
– Hayashi (1966) 準平衡状態(星の進化)
– Bodenheimer & Sweigart (1968), Larson (1969) 球対称収縮
– Hollenbach & Mckee (1979) 化学進化
80年代 回転収縮・分裂
Ngrid x Nstep = 104
2D: (NR, Nz)～(102 , 102 )
– Norman,Wilson & Barton (1980) 回転収縮
– Miyama et al. (1984), Boss (沢山) 分裂(αβ問題)
Ngrid
x
N
step = 106
2
2
90年代 現実的初期状態、多層グリッド 3D: (Nx, Ny, Nz)～(102 , 10 , 10 )
– Truelove et al .(1997) 3D高精度化技術(AMR)
– Bate (1998)
分裂、原始星形成(バロトロピック）
Ngrid x
– York (1994) , Tomisaka (1999) 2Dだけど 輻射（FLD近似)とかMHDとか
Nstep = 108
00年代～ 高精度化や輻射計算で直接比較へ 3D: (Nx, Ny, Nz)～(102,102,102) x Level
– Matsumoto et al. (2003)※ Nestedによる3D高精度
grid) x
– Krumholz et al. (2007), Bate (2010), Tomida et al. (2010)※ (N
輻射(FLD)
Nstep = 1010
Level 3
※ 1モデル（N=128^3） の計算 = 天文台のスパコンで1ヶ月
• いつも一次元当りを100グリッド程度で空間分解
• 必要な時間ステップ数は、およそ一次元当りのグリッド数のオーダー
• 計算機能力 18ヶ月で2倍 ⇒ 10.5年で128倍
Level 2
Level 1
リソースとしての理論
理論計算は能力としては観測と直接比較できるレベルに到達。
観測予測ツールも整備されつつある。
• ALMAなど国際競争で他者と差別化するための強力な武器を
提供できる。
※具体的な状況設定などの情報提供など⇒観測予測
• 理論研究してきた人やそこの学生も電波観測のポテンシャル
ユーザーである。
※学生数で電波観測分野に匹敵？
• 新しい観測の提案したり、観測解釈を議論したりと視野を広げ
るためのネットワークとなる。
理論研究の視点で現状の問題点と要望
アイデアや計算結果があっても具体的天体が無い。
国内データにアクセスしたくてもアーカイブが整備されていない。
データ解析ツールの方言が多い、独学で使うには垣根が高い。
• アーカイブ整備（共同研究するにしても、、）
特に今後のASTEの3色カメラや45m望遠鏡のSAM45などによるline
サーベイデータのような良質で均質なデータ(理論からは今後、均質
なサーベイデータへの要望が高まる可能性)
個人的にはfirst core候補天体の絞込みや計算結果からの観測予想
からの観測的発見をしたい。
• データ解析ツールの統一(ASTE, 45m, ALMA)
CASA?
個人的には完全IDLベースの解析ソフトになるのがベスト。
• 統一的サポート(Helpdesk等）