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宇宙ジェット形成シミュレー ションの 可視化 宇宙物理学研究室 木村佳史 03S2015Z
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発表の流れ 1. 本研究の概要・目的・動機 2. モデルの仮定・設定と基礎方程式 3. シンクロトロン放射 1. 放射係数 2. 吸収係数 4. 輻射輸送方程式 5. 結果 6. まとめと今後の発展
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本研究の概要・目的 磁気流体シミュレー ションの結果をもと にして、宇宙ジェッ トの可視化をする。 放射強度の計算による 実際のジェットの写真 の ようなイメージを作る。 電波銀河（電波と可視光）
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銀河核からのジェット
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本研究の動機 シンクロトロ ン放射で可視 化する理由。 これまでは密 度の図などで 可視化されて きたが、実際 にそれが見え る訳ではない。 それを実際に 見えるような イメージにす るため、放射 光を考える。 等密度面のアニメーショ ン
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ジェットの密度分布と磁力線
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シミュレーションモデルの仮定・設 定① 鉛直磁場に貫かれた降着円盤を考える。 理想磁気流体（非粘性・磁気拡散なし）を仮 定。 中心重力源による外場ｇが存在。 円盤の外に高温ガスコロナ（温度一 様・回転無し） 磁場 B 降着円盤（鉛直方向を軸として回 転） 中心重力源（例えばブラックホール） 初期状態では 鉛直方向のみ
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シミュレーションモデルの仮定・設 定② 円盤密度は重力と遠心力と圧力勾配力のつり合いよ り決める。 圧力はポリトロープを仮定。 高温ガスコロナの密度は静水圧平衡（圧力勾配力と 重力のつり合い）より決める。 圧力は と仮定。 としてシミュ レーションをし た。
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基礎方程式 質量保存の式 （連続の式） 運動方程式 （外力 ） 誘導方程式 エネルギー式 ε ：内部エネルギー γ ：比熱比
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シンクロトロン放射① 光速近くまで加速された電子が磁場中で曲げられる ときに電磁波を発生する。 運動方程式 プラズマ（多数の陽子電子）を考えたときの、１つ の電子が放射する放射エネルギー（全振動数につい て積分したもの） α ：速度と磁場のなす角 たくさんの電子があるとして いるので平均化して１／２と した。 B e
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シンクロトロン放射② 電子は熱的な分布をしていると仮定する。 エネルギーＥを持つ電子の個数 マクスウェルの速度分布より 相対論的な電子を考えているので また
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シンクロトロン放射③ 放射係数 吸収係数 （シンクロトロン自己吸収） キルヒホッフの法則 ：黒体輻射強度 レイリージーンズ極限
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輻射輸送方程式 ｓは光線の通る道筋 放射のみの場合 放射と吸収の両方がある場合 の 2 つの場合で、シンクロトロン放射から得ら れた 放射・吸収係数を用いて、放射強度の図を描 く。 振動数 ν ＝１０ １０ Hz （電波）とした。 光線
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可視化 3 次元ビジュアリゼーションソフト ＡＶＳ （ Application Visualization System ）を使用。
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真横から見た時 放射と吸収を含めた ジェット 放射のみの場合のジェッ ト
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放射のみの場合 スクリーンを傾けて見たジェット真横から見たジェット
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放射と吸収の場合 スクリーンを傾けて見たジェット真横から見たジェット
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温度との比較 温度が高いところは放射が強い。 同じ時刻の放射強度と温度の図
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まとめと今後の発展 今回は放射強度の図を描くことにより、宇宙 ジェットの可視化をした。 ドップラー効果や屈折や他の吸収要因を加え てみることもできそう。
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終
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参考：スクリーンと積分方法 スクリーンの原点の座標 スクリーン上の座標 光線が通る点の座標 スクリーンからの距離 ｓ スクリーンの法線ベクトルｎと平行に積分して いく。 スクリーンの直交基底はｘ方向の基底のｚ座標が ０になるようにとった。
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