地球流体電脳倶楽部

/gfdsemi /2000-08-22

地球流体セミナー

星形成過程の輻射流体力学シミュレーション

中本 泰史 2000 年 08 月 24 日


記録ノート(by 奥山尚範, 小高正嗣)へ


目次

星形成過程の輻射流体力学シミュレーション
  1. 輻射流体力学の基礎方程式 (発表用 OHP)

  2. シミュレーションの一例 : フィラメント状星間雲の重力収縮 (発表用 OHP)

    1. はじめに
    2. モデル
    3. 数値計算結果
      1. 星間輻射加熱の場合
      2. 宇宙線加熱の場合
    4. 議論
      1. 等温性が破れる条件
      2. 分裂片の質量
    5. まとめ

輻射流体力学の基礎方程式


シミュレーションの一例 : フィラメント状星間雲の重力収縮

  1. はじめに

  2. モデル

  3. 数値計算結果 (ノート)

    1. 星間輻射加熱の場合

    2. 宇宙線加熱の場合

  4. 議論

    1. 等温性が破れる条件

    2. 分裂片の質量

      • 分裂片質量の見積もり
        • 計算で得られた, 収縮が止まりかけた状況を元に, 分裂後の状況を見積もる.
        • 臨界密度のところを止まりかけた状況として用いる.
        • 安定性解析 : Inutusuka and Miyama (1992)
        • m_eq : 分裂片質量

      • 分裂片質量 (ノート)
        • 縦軸は太陽質量で規格化されている.
        • 分子雲収縮過程でできるものを Brown Dwarf と考えると, 最小質量が見積もれることになる.
        • Brawn Dwarf がこのような過程でできるかはまだ確定していない.

        cf. Brawn Dwarf(褐色矮星)

        • 中心で核融合反応を起こさない星.
        • 質量が 0.08 太陽より小さいと核融合を起こせない
        • 木星は 0.001 太陽質量. この 10 倍程度の質量を持つ惑星まで発見されている.

      • 系外惑星の質量分布

  5. まとめ


おまけ

現場の風景


地球流体セミナー運営グループ
2000/08/24 作成 (by 竹広真一, 小高正嗣, 奥山尚範)
2000/09/01 更新 (by 竹広真一)