| 研究課題/領域番号 |
17H01130
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| 研究機関 | 福岡大学 |
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研究代表者 |
固武 慶 福岡大学, 理学部, 教授 (20435506)
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| 研究分担者 |
滝脇 知也 国立天文台, 理論研究部, 助教 (50507837)
梅田 秀之 東京大学, 大学院理学系研究科(理学部), 准教授 (60447357)
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| 研究期間 (年度) |
2017-04-01 – 2021-03-31
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| キーワード | 超新星爆発 / 多次元恒星進化 / 中性子星 / ブラックホール / 流体シミュレーション / スーパーコンピューティング |
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| 研究実績の概要 |
本年度は、昨年度行った2次元流体シミュレーションの結果を元に広いSi/O対流層を持つ22太陽質量星と非常に広いO/Si/Ne対流層を持つ27太陽質量の星について100秒程度の大質量星の最終進化の３次元流体シミュレーションを行った。そして、いずれの星でもこれら対流層においてマッハ数0.1程度の大規模乱流が発達することが明らかにした。この対流層内における大規模対流により、組成分布の非球対称性が強くなると同時に角度平均した組成分布は動径方向の広い領域で一様になることを明らかにすることが出来た。また、爆発直前の乱流層の非一様性を球面調和関数展開に基づく半解析的な式で表すことで、世界の超新星モデラーに本成果で得られたデータを提供する準備が整ったのも成果といえる。星の初期条件や進化経路によって、超新星前の星の構造は影響を受ける。特に超新星爆発に与える影響が大きいものとして、コアのコンパクトネスが指摘されてきた。本年度は多次元シミュレーションを用いて爆発後の中性子星キック速度がこのコンパクトネスに相関することを明らかにした。また、星の進化に強く影響を与えるがその物理的性質がよくわかっていないものとして星の質量損失過程がある。本年度は非球対称な質量損失があった場合について、多次元の輻射流体計算を行い、光度曲線の視線角度依存性を明らかにした。
Ultra-stripped(外層が特にはがれた)超新星は中性子星合体を起こす中性子星の親星が起こす超新星と考えられている。本研究ではpopulation synthesisの手法を用いて iPTF 14gqr をはじめとするultra-stripped超新星の光学突発天体サーベイによる検出率を見積もった。結果、LSST,ZTFサーベイではultra-stripped超新星をそれぞれ年間1,10回程度観測できる可能性があることを示すことができた。
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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
昨年度、ドイツの研究チームが新しい空間3次元(3D)の流体シミュレーションに基づく大質量星進化モデルを発表した。その結果によれば、大質量星の最終段階において、ネオン・酸素層の合体が起こることで、中心コアは重力収縮しつつも、外層部は大規模な対流・乱流により膨らんだ構造を持つ親星が存在することを示唆するものであった。本研究計画では、本年度自転を伴う3D進化計算を行うべく準備を進めてきたが、上記の研究成果を踏まえ、急遽彼らの結果が追試できるかどうか調べることにした。上記の研究成果の概要で述べた「非常に広いO/Si/Ne対流層を持つ27太陽質量の星」が、それに対応し、このモデルにおいてネオン燃焼が駆動する大規模対流が起こることが追試できた。当初の研究計画の変更を余儀なくされたが、一方で、大質量星の多次元進化において他の研究グループとの結果の比較を行うという重要なテーマを行うことが出来たと考えている。
超新星爆発の多次元性を測る一つの重要な指標が、爆発後に残される中性子星が受けるキック(反跳)である。このキック速度を決めている物理的要素の一つとして、爆発直前の超新星コアのコンパクトネスが指摘されてきた。本年度は実際、3Dの超新星シミュレーションを行い、爆発後の中性子星キック速度がこのコンパクトネスと相関を持つことを明らかに出来た。特筆すべきは、最近のALMAの観測から、超新星1987Aの中心部に、中性子星が存在していることが強く示唆されていることだ。連星の効果を考慮した1987Aの親星を用いたシミュレーションも行い、上記の観測から予測される中性子星の質量、半径などの比較を行うことが今後喫緊の課題となるであろう。このような新しい観測事実、理論研究の発展に合わせて、研究テーマを当初のものから必要に応じて柔軟に修正し、着実な成果を得つつあることもからも、本研究は順調に進展していると判断した。
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| 今後の研究の推進方策 |
昨年度は、新たな3D超新星の親星(27太陽質量)の構築を行うことが出来た(論文投稿済)。その結果、爆発直前の酸素・シリコン層における流体の乱流運動が最も活発なモデル(25太陽質量)に加え、ネオン燃焼で乱流が駆動される新しいモデル(27太陽質量)についても3D進化計算を行い、爆発直前の大質量星における3D構造を明らかにすることが出来た。特に、多次元計算から得られた乱流強度を球面調和関数で展開し、準解析的に爆発直前の星の非一様性をシミュレーションに取り入れる方法を提案できたことも成果の一つといえる。
本年度は、更に星の自転の効果を考慮した3D進化モデル(38太陽質量)を実行し、その結果を論文として発表する計画である。星の初期回転率については、パラメーターとして系統的に調べていく必要がある。このパートについては、昨年度に計画していた二次元軸対称(2D)を仮定したテスト計算を既に終えており、現在、予備的な3Dの計算結果も得られている。星の自転による非軸対称モードがどれくらいの強度で発達するか明らかにし、上記の解析法を適応し、星の自転が超新星爆発の開始、並びにニュートリノ加熱メカニズムにどれくらい影響があるか定量的に明らかにすることを目指す。
また、上記の自転を考慮した3Dの親星モデルを初期条件として、3Dの超新星シミュレーションを行う計画である。ニュートリノ輸送は、これまで用いてきたポストニュートン効果と最新のニュートリノ反応率を考慮したIDSA法を用いる。多次元進化モデルから得られた角運動量分布、並びにマッハ数の非一様性・大きさを基準値としながら、自転の大きさ、非一様性をモデル化してパラメーターとして扱い、星の自転並びに非一様性が爆発メカニズムに与える影響を定量的に明らかにする計画である。また、爆発時に放射されるマルチメッセンジャーシグナルについても定量的な理論予測を行う計画である。
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