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）
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