| 研究概要 |
星や星間ガスの化学組成の観測から,銀河形成初期さらには初期宇宙にまでさかのぼって宇宙および銀河の物理環境を推定するために,元素の存在量と時間との関係を理論的に明らかにすることを目指した。初期宇宙・銀河・星における爆発的元素合成、特にそれで短寿命不安定核が果たす役割に注目し、東大原子核研究所,理化学研究所,および諸外国の研究者と協力して短寿命核ビームを用いた核反応率の決定およびデータ収集に努めるとともに,宇宙線の時間変化を含むように銀河の化学進化モデルの詳細化を図り,ビッグ・バン元素合成以降の元素存在量の時間発展の決定版ともいうべきモデルの構築を試みた。
まず,ビッグ・バン元素合成や超新星での爆発的元素合成の計算結果を用いることによって,昨年度までの公募研究費の補助を受けて発展させてきた銀河の化学進化モデルに含まれるパラメータを決定し,モデルの精密化を図った。大型計算機を用いて銀河ハロ-ガス密度の時間変化と宇宙線原子核成分の拡散・輸送過程とをカップルさせて数値的に解き,宇宙線の銀河内伝搬による強度とスペクトラムの時間発展を明らかにした。その応用として,最近の天文観測から示唆されている鉄が著しく欠乏したハロ-星でのリチウムやベリリウムの特異なメタル依存性,および,従来の理論予想を二桁も上回る存在量を理論的に説明することに挑み,宇宙線の超新星直接起源仮説を提唱した。
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