研究課題
本研究は、宇宙における第一世代の星、すなわち、重元素を含まない(種族IIIともよばれる)星の正体を、銀河のハロー星や銀河団ガスなどの宇宙の進化の初期に形成された天体の化学組成を説明する試みによって、理論的に解明することを目的とする。特に着目したのは、SUBARU望遠鏡によって2004年に発見された、金属量が太陽の20万分の1以下という極端に少ない星の化学組成のパターンである。この金属量は新記録である。この星はFeに対してCとNが太陽組成比より極端に大きい点は、もう一つの例の星と同じだが、Na-Mg-AlとFeの比が、太陽組成比より10倍以上大きいことが大きく異なる。このような特異なパターンには、種族IIIの星の元合成が大きく反映されていると思われる。今年度は、種族IIIの星の爆発を、球対称の超新星爆発の場合だけでなく、Bipolar的かつ相対論的爆発の場合に拡張して計算し、その元素合成の特徴と上記のような観測の説明に適用した。1)Feに対してC-N及びNa-Mg-Alが太陽組成比より極端に大きいという特徴は、大質量星の超新星爆発の際に、大規模なfallbackが起って、鉄属元素の大部分がブラックホールに落ち込み、fallback前に起ったと想定されるmixingによって、鉄がわずかに放出されたというモデルでよく説明できる。2)Na-Mg-AlとFeの組成比に大きいもの、小さいものが存在するのは、爆発エネルギーの違いによってfallbackする質量に差があることで統一的に説明できた。3)このような特徴は、球対称モデルでは、比較的低いエネルギーの爆発により実現されるので、極超新星によるものではないように見える。4)しかし、Bipolar的な爆発が起きた場合は、相対論的な速度の爆発によって、極端な組成が実現されるので、極超新星によるものと言える。
すべて 2005 2004
すべて 雑誌論文 (6件)
Astrophys.J. 619
ページ: 427-445
Physical Review Letters 93
ページ: 161102-1-161102-4
Astrophys.J. 615
ページ: 444-449
Astrophys.J. 614
ページ: 858-863
Astrophys.J. 612
ページ: L105-L108
Astrophys.J. 607
ページ: L17-L20
