| 研究課題/領域番号 |
26400223
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| 研究機関 | 国立天文台 |
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研究代表者 |
野沢 貴也 国立天文台, 理論研究部, 特任助教 (90435975)
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| 研究期間 (年度) |
2014-04-01 – 2017-03-31
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| キーワード | ダスト（星間塵） / 超新星爆発 / 大質量星 / 可視光赤外線観測 / 質量放出 / 衝撃波 / 超新星残骸 / 化学進化 |
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| 研究実績の概要 |
宇宙最初の星として有力視されている太陽の500倍もの初期質量をもつ種族III星に対して、その表面から放出されるガス中でのダスト形成の可能性を調べた。その結果、このような巨大質量星は、その寿命の間におよそ太陽質量程度もの炭素質ダストを生成し得ることを明らかにした。また一連の計算結果を基に、星風中におけるダスト形成条件や質量放出率の関数として形成されるダストの平均サイズと凝縮効率を予測する経験式を導いた。
超新星爆発によって放出される重元素量とダストモデルに基づいて、第一世代の超新星によって汚染された星形成ガス雲の熱進化を調べた。その結果、ガス雲の冷却・収縮過程は、超新星から供給されるダストの組成や初期サイズ分布に強く依存し、低質量星が形成されるための重元素量の下限値は、太陽値の100万分の1から10万分の1の間にあることがわかった。また炭素過剰な超金属欠乏星は、爆発のエネルギーが低い超新星により汚染されたガス中で、その超新星で形成された炭素質ダストによる冷却を通して形成されたものであることを示した。
ダストのサイズ分布を考慮した世界最先端の星間ダスト進化モデルに基づき、高赤方偏移クェーサーのダスト量と減光曲線の進化について調べた。その結果、クェーサーの母銀河中に密度の高い分子雲が豊富に存在していれば、ダスト表面上への重元素ガスの降着とダスト同士の合体成長が効率的に起こり、宇宙初期で観測された大量のダストの存在と特異な減光曲線を同時に説明できることを明らかにした。またこのような宇宙初期における炭素質ダストは、グラファイトではなく主に非晶質炭素であることも突き止めた。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
3: やや遅れている
理由
大質量星星風中でのダスト形成研究として、巨大質量星の質量放出ガス中でのダスト形成過程を調べ、第一世代の巨大質量星が宇宙最初の大量のダストの供給源である可能性を提案した。またより一般的に、星風中で形成されるダストの量や平均サイズを質量放出率の関数として予測し、本年度に予定していた研究計画の一つを概ね遂行した。
また、星周ダストによる赤外線エコー放射の簡単な計算コードを構築し、爆発後1年での超新星周りのダストからの熱輻射スペクトルを見積もった。実際、本年度に受理されたIa型超新星SN 2014JのすばるCOMICSによる観測プロポーザルはこの計算結果に基づいており、この観測によってIa型超新星の星周ダストの性質を明らかにできることが期待される。その一方で、赤外線エコー放射計算コードの構築に時間を費やしたため、本年度のもう一つの研究課題「超新星ショックブレイクアウトでの星周ダストの蒸発過程」については取りかかることができず、それゆえ当初の研究計画からはやや遅れている。
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| 今後の研究の推進方策 |
上で述べたように、本年度の研究において、研究代表者は超新星の周囲に存在するダストによる赤外線エコー放射の簡単な計算コードを構築した。しかしこの計算では、ダストによる散乱エコー放射は考慮しておらず、また0.01以下の小さいダストが経験するストカスティック加熱も考慮されていない。特にストカスティック加熱は、全体的なダストの温度を見かけ上上昇させ熱放射スペクトルを大きく変えてしまうため、赤外線の観測結果と比較する際には考慮されるべき物理過程である。またこの加熱機構は、瞬時にダストを高温に加熱するため、超新星ショックブレイクアウトによるダストの蒸発を理解する上でも決定的な役割を果たす。そこで2015年度においては、まずストカスティック加熱の計算コードを開発し、それに基づいて星周ダストの蒸発過程やエコー放射計算コードを完成させる。
さらに上記の計算コードを基に、様々な星周ダストのサイズ分布・空間分布に対してエコー放射計算を行い、散乱エコー放射による超新星光度曲線への影響や赤外線放射の時間変化を調べる。得られた結果は、エコー放射の観測から星周ダストのサイズ分布や形成量を求める上で重要なツールとなる。ターゲットは、赤外線天文衛星Spitzer, AKARI, WISEのサーベイデータを基に、爆発後数年から30年が経過した近傍の超新星を選定するとともに、すばるCOMICSによる超新星の観測提案も積極的に提出して、赤外線の観測結果とエコー放射計算との比較を精力的に行う。そして、超新星周囲のダストの性質を明らかにし、星周ダストをプローブとして超新星親星の爆発直前の質量放出史を紐解く手法を確立する。
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| 次年度使用額が生じた理由 |
補助金を年度内に完遂できなかった主な理由は、本研究に必要な支出の一部を個人研究費でまかなうことできたためである。また当初出席する予定でいた国際会議よりも、2015年度に海外で行われる国際会議に出席する方が有益であると判断したことも大きな要因として挙げられる。
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| 次年度使用額の使用計画 |
2015年度は、海外で行われる国際会議に少なくとも３回は出席することを計画しており、すでに5月と7月にそれぞれ１週間ヨーロッパの会議に参加することが確定している。もし年度後半に関連する研究分野の国際会議が開催されなければ、海外の研究機関に一ヶ月程度滞在し、当該課題について新たな共同研究を展開することも検討中である。それゆえ、繰り越し金を含む助成金のほとんどは海外旅費に充てる予定である。
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