宇宙シミュレーションに於ける
3次元可視化
千葉大学大学院
理学研究科
宮路茂樹
miyaji@astro.c.chiba-u.ac.jp
2015/11/18
宇宙シミュレーションの3D可視化
1
宇宙物理学に於ける3次元可視化の価値
スケール的問題
 時空間スケールが日常空間
と大きく異なる
現象認識の難しさ
一過性現象、観測時間
観測量との比較
 3次元シミュレーション
乱流、電磁流体
結果解析の難しさ
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宇宙シミュレーションの3D可視化
バーチャルリア
リティー
3次元立体視
2
観測現象とシミュレーション
天体ジェットの観測
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電磁流体コードによる
シミュレーション
宇宙シミュレーションの3D可視化
3
磁気ループ構造の形成
磁力線の構造
を簡単に理解で
きるだろうか?
降着円盤の大局的シミュレーション
(表面付近の磁力線と磁場強度の等値面)
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宇宙シミュレーションの3D可視化
4
空
間
尺
度
Space Scale
遠すぎるものは目視で
位置関係を把握できない
星々の位置関係を考える
には人間の空間尺度は
小さすぎる
Earth
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宇宙シミュレーションの3D可視化
5
時
間
尺
度
- Time Scale 


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星の進化、銀河の回転
数億年ー数十億年
連星、星団の運動
数年ー数千年
ジェット、超新星爆発、フレア
数ミリ秒ー数十年
宇宙シミュレーションの3D可視化
人間の時間尺度
と現象の時間尺
度の乖離
現象自体が持つ
大きな時間尺度
6
仮想空間に於ける実体験
- Experience in Virtual Space-
現実世界では体験できない様な、天体の3次元構造の目視や
時間を進めたり、遡ったりしながらの観察が必要
空間尺度・時間尺度を自由に変えることができる4次元模型
+
立体視可視化
仮想体験モデル
3次元の銀河系模型や流星観測シミュレータを
仮想空間中に作成し、仮想体験。
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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3D シアターでのVR体験
- 3D Theater -
3次元立体視可能な教室(52人収容)を設備
広画面で視野全体をカバー
多人数同時体験
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利用状況宇宙シミュレーションの3D可視化
スクリーン画面
8
Virtual Galaxy Project
機能
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・ 立体視での表示
・ 視点の自由な移動と視点の位置の変化
に伴うリアルタイムでの星々の光度・大
きさ変化
宇宙シミュレーションの3D可視化
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獅子座流星群の観測
夜間観測、一過性の現象
天文教育の抱える問題
夜間観測という特有な制限
があるため、学校教育と
して行うには困難が伴う。
一過性の天体現象
しし座流星群の観測は、一
般的によく知られ、関心も
高いが、一過性の現象で
あり、再現性が望まれる。
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バーチャルリアリティー
VR技術を用いること
で、立体的な再現が可
能になる。本来の3次
元的な天体現象が、直
感的に体感でき、インタ
ラクティブな効果も得ら
れる。
宇宙シミュレーションの3D可視化
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獅子座流星群シミュレータ
観測位置を自由に設定
流星の光度、大きさが変動
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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宇宙シミュレーションネットラボラトリーの構築
宇宙プラズマ
シミュレータを
ネット上に構
築
Webによるパ
ラメータ入力、
結果の可視化
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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ハイブリッドコード基本課題の詳細
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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天体基本問題CANS1D 出力
1次元衝撃波
管問題
(時間進化
2次元表示)
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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宇宙シミュレーションの例(千葉大)

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渦巻き銀河に於ける腕構造と磁場形成の研究
渦巻きはどのように形成されるか?
銀河内磁場の形成と渦巻き構造への影響
銀河中心のブラックホールの役割
宇宙シミュレーションの3D可視化
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渦巻き銀河の腕構造と磁場の役割
様々な未解決問題
•
どのように初期磁場が
成長・維持されている
のか?
•
磁場はなぜ渦状腕に
沿っているのか?
•
中心にはBlack Hole
が本当に存在するの
か?
M51 磁場の観測
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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Initial Model
力学的平衡状態にあるガストーラスのモデル
• 重力ポテンシャル
空間に固定した軸対称な重力ポテンシャル
• 磁場分布
Pmag = 0.01・Pgas 程度の弱い方位角方向磁場
座標系
• 円柱座標 (v ,j , z)
計算領域
• 0 <v < 56kpc, 0 <j < 2p, 0 < z < 10kpc
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宇宙シミュレーションの3D可視化
24kpc×24kpc×24kpc
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シミュレーション結果
2.8Gyr
(10 rotations)
4.2Gyr
(15 rotations)
5.3Gyr
(19 rotations)
銀
河
面
鳥
瞰
図
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24kpc×24kpc×24kpc
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結

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論
磁場は増幅されていた。増幅された磁場は、銀河年齢の
間、1μG程度で維持されていた。 平均的にはトロイダル
成分の磁場が卓越していた。

中心で吸収条件にしたモデルの銀河回転速度が観測結
果とよく合っていた。
何らかの機構で、降着ガスをなくす必要がある。

シミュレーション結果から、dynamo αの値を計算した。
その値は、数十km/sのオーダーで、正負は空間的に非
一様であり、空間的に一様なα効果は再現できなかった。
宇宙シミュレーションの3D可視化
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銀河団におけるコールドフロント
形成の磁気流体数値実験
A3667銀河団の観測とシミュレーション結果
観測結果:X線強度分布
シミュレーション結果 :X線強度分布
Adaptively smoothed Chandra
image of A3667
Pasquale et al. (2002)
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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観測の詳細
中心部:高密度低温ガス
T~4.1keV
ne~3.2×10-3 cm-3
コールドフロン
ト
500kpc
周囲:低密度高温ガス
T~7.7keV
ne~0.82×10-3 cm-3
チャンドラによるA3667中心部のX線
画像(色の濃いところがX線が強い)
(Vikhlinin et al. 2001)
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コールドフロントを横切るX線強度分布と
温度分布 (Vikhlinin et al. 2001)
宇宙シミュレーションの3D可視化
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シミュレーション結果
5 Mpc×2.5 Mpc×2.5 Mpc
密度分布 t = 1.0 (0.3Gyr)
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温度分布 t = 1.0 (0.3Gyr)
宇宙シミュレーションの3D可視化
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熱伝導効果の比較
熱伝導なし
密度(t=1.0)
温度(t=1.0)
熱伝導あり
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宇宙シミュレーションの3D可視化
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結

論
コールドフローは磁場による熱伝導の非等方性
によって維持されていた。
1.磁場なしのモデル
熱伝導による等方的拡散のため、サブクラスターは加熱さ
れ蒸発し、フロントを維持できない。
2.磁場ありのモデル
熱が磁力線に沿う方向にしか伝わらず、フロント付近では
磁力線に垂直な方向の熱伝導が抑制され、フロントが維
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持される。
宇宙シミュレーションの3D可視化
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