| 研究課題/領域番号 |
15K05026
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| 研究機関 | 慶應義塾大学 |
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研究代表者 |
加藤 万里子 慶應義塾大学, 理工学部(日吉), 教授 (50185873)
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| 研究期間 (年度) |
2015-04-01 – 2019-03-31
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| キーワード | 白色矮星 / 新星 / 超新星 / Ｘ線 |
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| 研究実績の概要 |
回帰新星は白色矮星の質量が非常に重いことから、Ia 型超新星の有力な親天体候補である。その光度曲線を爆発初期から終わりまで通して計算することは数値計算上の困難があり、これまで誰も成功しなかった。本研究で今年はじめて無矛盾に求める計算方法を開発した。これは進化計算コードと定常的質量解を連続させる方法で、かなり手間がかかるが、回帰新星ではとりあえず成功した。それによりIa型超新星の最有力候補天体である、アンドロメダ銀河の新星M81N 2008-12aの光度曲線モデルを計算し、白色矮星の質量などの連星パラメタを決定した。
また、アンドロメダの１年周期の新星は何度も新星爆発をくりかえしているので、いずれヘリウムがたまり、ヘリウム新星爆発を起こすことが予想される。そこでヘリウム新星の爆発の数値計算を行い、どのようなことが観測可能かを調べた。それによると白色矮星の上にあらかじめヘリウムが全くない場合から出発しても、1400年のちには爆発し、非常に明るい新星となる。ただし、事前にヘリウム新星の爆発の兆候は全くない。
次にいろいろな新星の光度曲線と色の進化を系統的に調べて分類する仕事も継続している。本年は減光が早い古典新星と回帰新星に注目し、色等級図の進化が新星のタイプごとにどのように異なるかを調べて分類した。
また観測家グループとの共同研究では、M31N 2008-12aの昨年度の爆発の特徴を精査し、回帰周期と爆発のピーク光度の関係を理論的に明らかにした。また超軟Ｘ線の期間が短かったことと、ピーク光度が明るいことも、質量放出率が大きかったためだと理論的に解釈できることを示した。これらの観測事実は、本研究の土台となっている新星風理論をうらづけるものである。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
連星系の長時間変化を求めるためには、新星爆発をくりかえし計算することが必要である。数値計算法については、これまで開発してきたコードを用い、新星風理論と合体させる方法を開発したので、とりあえずできるようになったが、反復計算が必要で手間がかかりすぎるため、簡単な方法を模索中である。また核反応のネットワークを増強したことで、Si やMg までの核合成までは問題なく計算できるようになった。
本研究のテーマに関する最大の懸案事項は、回帰新星がIa超新星の親天体であることを具体的に示したい、というものであるが、これは回帰新星が超新星爆発すれば簡単に解決するものであるが、星まかせである。
海外との連携は、本予算で毎年外国出張し、ある程度の長期間にわたり詳しい議論をすることができるため、かなりすみやかにできている。
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| 今後の研究の推進方策 |
新星の理論研究については、国内のグループで緊密なやりとりをしつつ、数値計算法を発展させてきた。今後は新星の光度曲線の研究とともに、新星爆発時の核反応生成物がどのようにIa型超新星の観測に影響をあたえ、Ia型超新星の親天体モデルへの制限を与えるかを考えていく方針である。これまで新星の研究者と緊密な連携をとってきたが、今後はIa型超新星の研究者とも連携をとり、議論を深くする予定である。
また、新星の統計的性質（色ー等級関係）についても、共同研究を行い、今後は早い新星を重点的に調べていく予定である。
国際共同研究については、これまでにも定期的に訪問し、議論やセミナー、ＷＳで内容を深めてきた。本研究のメインテーマである新星の理論研究と観測的な研究がかみあい、ほぼ理想的なかたちで共同研究が進行している。これについても従来どおり継続する方針である。
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