| 研究課題/領域番号 |
21H01121
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| 配分区分 | 補助金 |
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| 研究機関 | 埼玉大学 |
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研究代表者 |
勝田 哲 埼玉大学, 理工学研究科, 准教授 (50611034)
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| 研究分担者 |
藤本 信一郎 熊本高等専門学校, 電子情報システム工学系CIグループ, 教授 (10342586)
中村 航 福岡大学, 理学部, 助教 (60533544)
寺田 幸功 埼玉大学, 理工学研究科, 准教授 (90373331)
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| 研究期間 (年度) |
2021-04-01 – 2026-03-31
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| キーワード | 超新星残骸 / Ｘ線観測 / 超新星爆発シミュレーション / 超新星元素合成シミュレーション |
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| 研究実績の概要 |
重力崩壊型超新星爆発の親星と爆発メカニズムの解明を目指し、観測データ解析と数値計算の両面から研究を進めた。観測データ解析に関しては、銀河系内の超新星残骸 RX J1713.7-3946及びブラックホール候補天体SS433を内包する超新星残骸W50のＸ線観測を行った。RX J1713に関しては、残骸中心部に位置する熱的Ｘ線が卓越する輝点構造をXMM-Newton RGSにより精密分光した。その結果、輝点構造の組成比は窒素が過多であることが分かった。これは、この構造が超新星爆発前に親星が星風として放出した塊の可能性を示唆している。N/O比は太陽組成比の5-9倍と求まり、15-20太陽質量の親星から放出された星風と考えると説明がつく。これは他の観測法で推定した親星質量と矛盾がなかった。このような星周ガスから親星の素性に迫る研究は前例が少なく、今後、観測事例を増やす意義は大きい。W50-SS433システムに関しては、残骸中のホットスポットと呼ばれるシンクロトロン放射が卓越する構造の多波長解析を論文化した。また、関連ワークショップの講演にて、W50超新星残骸の可視光の特性について調査し、N/O比が太陽組成比の12倍と高いこと、超新星残骸のサイズ(半径40 pc)が銀河系の中で知られるものの中で最大級であることを示した。これらの事実は、重力崩壊型超新星の中でも、親星の質量が大きめであったことを示唆し、ブラックホールが形成されたことと矛盾しない。他方、爆発シミュレーションに関しては、爆発後 0.5 秒未満の３次元爆発計算が完了した。さらに親星モデル１つについて時間的に最大限外挿するシミュレーションを進め、元素合成モデルに組み込む準備を整えた。元素合成計算は１次元から２次元への拡張まで完了済みである。
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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
観測的研究に関しては、研究計画に記載の爆発した星「親星」の質量範囲の特定に関する研究を主に進めた。特に、超新星残骸中に見られる星周物質を観測することで、親星の質量を特定する手法を開拓した。親星が爆発前に放出した星周物質のN/O組成比が親星の質量に敏感であり、また観測的にもN/O比は比較的測定が容易な観測量であるため、これを元に親星質量を絞り込める。これまで２天体にこの手法を適用したが、他の手法で推定した親星質量とも良い一致を見せるため、改善の余地はあるものの、良い手応えを得ている。他方、理論的な研究に関しては、親星質量に敏感な元素組成比を特定すべく、超新星爆発から元素合成計算まで結合した現実的なシミュレーションの開発を進めた。現時点で爆発後0.5秒未満の３次元爆発計算が完了した。さらに親星モデル１つについては、時間を引き延ばしたシミュレーションを行い、その先の元素合成モデルに組み込む準備を整えた。元素合成計算は１次元から２次元への拡張まで完了している。
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| 今後の研究の推進方策 |
Ｘ線天文衛星「XRISM」衛星の打ち上げが今年度に予定されている。打ち上げ前には、観測データから最大限の科学成果を創出するための準備を行う。観測データのパイプラインプロセスの整備、観測機器のバックグラウンド推定、観測データ即時確認ツールの整備など主に観測後のデータ処理に貢献する。このほか時刻精度検証も、パルサーの周期解析には必須である。それと並行して、打ち上げ３カ月後に予定される観測提案の公募に向け、アイデアを練り込む。また、既存の「Chandra」衛星には、中性子星の固有運動を計測すべく新規観測提案を応募する。さらに「すざく」や「XMM-Newton」衛星のアーカイブデータを用い、超新星残骸中の爆発噴出物や星間物質の分布を明らかにし、爆発メカニズムや親星の素性解明に役立てる。以上の観測的研究は主に勝田、寺田が行う。一方、理論的研究に関しては、中村が系統的な超新星爆発シミュレーションを一通り完成させたので、これを藤本が進める３次元元素合成シミュレーションの初期値として組み込み、これまでになく現実的な爆発噴出物の元素組成比を導出する。この結果を、「XRISM」の観測結果や観測シミュレーションと比較し、親星の質量や回転、爆発メカニズムを解明できるような、現実的な元素組成比の組み合わせを探索する。
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