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
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

中本 泰史 2000 年 8 月 24 日

目次

• 001. タイトル
• 002. 目次
• 003. はじめに
• 004. 星形成領域(1) オリオン座
• 005. オリオン星雲
• 006. 星形成領域(2) おうし座・ぎょしゃ座
• 007. おうし座・ぎょしゃ座
• 008. Young Stellar Disks in Infrared
• 009. 星形成とは :
• 010. 星形成研究の最近の話題
• 011. 星形成過程を支配する物理
• 012. 例 : 球対称ガス球の場合-圧力と重力の関係
• 013. Jeans Mass : 収縮するための最小質量
• 014. 星形成における輻射輸送の役割
• 015. 分子雲の重力収縮 : 理論的シナリオ
• 016. 幾何学的形状による重力収縮過程の性質の違い
• 017. フィラメント状分子雲の収縮と分裂
• 018. 問題意識 : 分裂を考える
• 019. 目次 : モデル
• 020. モデル
• 021. 基礎方程式系
• 022. 基礎方程式系(つづき)
• 023. 輻射の方向依存性 : 1 次元軸対称の場合
• 024. 参考 : もっともらしい値.
• 025. 初期条件
• 026. 境界条件
• 027. 目次 : 数値計算結果
• 028. 数値計算結果
• 029. 典型的な値
• 030. 目次 : 数値計算結果 : 星間輻射加熱の場合
• 031. 数値計算結果 : 星間輻射加熱の場合
• 032. 中心密度の時間変化 : 星間輻射加熱の場合
• 033. 中心密度・温度の進化 : 星間輻射加熱の場合
• 034. 目次 : 数値計算結果 : 宇宙線加熱の場合
• 035. 中心密度・温度の進化 : 宇宙線加熱の場合
• 036. 目次 : 議論
• 037. 臨界密度の解析的表現 : 光学的厚さ
• 038. 等温性を破る条件 : 輻射冷却率
• 039. 等温性を破る条件 : 加熱率
• 040. 等温であるための条件
• 041. 等温が破れるための条件
• 042. 臨界密度(輻射加熱の場合)
• 043. 星間輻射加熱の場合の特徴的時間の変化(T_init=10K)
• 044. 星間輻射加熱の場合の加熱冷却率分布(T_init=10K)
• 045. 星間輻射加熱の場合の特徴的時間の変化(T_init=40K)
• 046. 星間輻射加熱の場合の加熱冷却率分布(T_init=40K)
• 047. 中心密度・温度の進化との比較
• 048. Opacity の効果
• 049. 臨界密度(宇宙線加熱の場合)
• 050. 宇宙線加熱の場合の加熱冷却率分布(T_init=20K)
• 051. 中心密度・温度の進化との比較
• 052. 目次 : 議論 : 分裂片の質量
• 053. 分裂片質量の見積もり
• 054. 分裂片質量
• 055. 系外惑星の質量分布
• 056. 目次 : まとめ
• 057. まとめ
• 058. 参考文献