| 研究概要 |
Ia型超新星への進化経路をさぐる上で、質量降着白色矮星がどのようにその質量を増加させて行き、最後にチャンドラセカール限界質量まで達するのかを調べることは、非常に重要なことであるが、まだ完全には理解されていない。
計画初年度の平成11年度は、(1)白色矮星とそれより重い主系列星からなる系が、実際にIa型超新星になることを示すことができた。(Hachisu, Kato, Nomoto, and Umeda 1999)また、(2)白色矮星+赤色巨星の系の進化経路についても、実際に観測を十分説明する数のIa型超新星が生まれることを明らかにすることができた。(Hachisu, Kato, and Nomoto 1999)
2年目の平成12年度では、(3)われわれがいままで指摘してきた進化経路上の実際の対応天体のひとつである回帰新星の諸性質を理論的に明らかにすることができた。つまり、1999年2月に爆発した、回帰新星U Scoの光度曲線を理論的に解析し、白色矮星の質量がチャンドラセカール限界質量近く、Ia型超新星爆発寸前であることを示した。(Hachisu et al.2000a,およびHachisu et al.2000b)
3年目の平成13年度では、(4)回帰型新星の中で、白色矮星+赤色巨星の系に属するT CrBやRS Ophについて調べ、これらも白色矮星の質量がチャンドラセカール限界質量近く、Ia型超新星爆発寸前であることを示した。(Hachisu and Kato 2001b)
4年目の平成14年度には、(5)今、まさに白色矮星質量がチャンドラセカール質量に向かって増加している系として、大マゼラン雲の超軟X線源RX J0513.9-6951が対応することを理論的に示すことができた。(Hachisu and Kato 2003a,2003b)
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