Research Project
Grant-in-Aid for JSPS Fellows
大質量星の元素合成に関して、前年度に引き続き約200太陽質量の大質量星が至るペア不安定型超新星爆発の理論計算を行った。今年度は幅広い質量域・金属量域の爆発に対して元素合成計算を遂行し、その結果を観測されている金属欠乏星の表面組成と比較する研究を行った。この比較からは、ナトリウム／マグネシウム存在比において理論計算の値と一致する観測がみあたらないことを発見し、結果、現在みつかっている金属欠乏星にペア不安定型に特徴的な化学組成を示す星がみつからないことを示した。この結果は、現在の理論予測である、金属をもたない始原ガスからなる星が1000太陽質量にもなる大質量であるという考えに反しており、初期宇宙での星形成理論に対して重要な示唆を与えることに成功した。連星系をなす大質量星の進化計算にも着手している。潮汐相互作用や質量放出・質量のやりとりにともなう軌道運動の進化に大きく影響されることから、連星系をなす恒星の自転速度や進化全般は単独星の場合と異なることが期待されている。これまで多くの場合、潮汐相互作用はその変化のタイムスケールが十分短いとして、星の自転周期が公転運動の周期と完全に一致するとして扱われてきた。一方でこの仮定は、崩壊の直前に非常に短いタイムスケールの進化を行う大質量星に適応する際には不十分である。そこで新たにタイムスケール及び星の内部のどの箇所が加速されるのかを記述できる定式化を開発中である。適応例として、鉄コアを形成し崩壊するための下限質量付近の大質量星の進化や、恒星質量ブラックホール連星を形成する大質量星連星の進化を計算する予定である。
28年度が最終年度であるため、記入しない。
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Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Volume: 456 Issue: 2 Pages: 1320-1331
10.1093/mnras/stv2649
The Astrophysical Journal
Volume: 794 Issue: 1 Pages: 40-40
10.1088/0004-637x/794/1/40
