| 研究課題/領域番号 |
26400271
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| 研究機関 | 京都大学 |
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研究代表者 |
吉田 敬 京都大学, 基礎物理学研究所, 特定研究員 (80374891)
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| 研究分担者 |
梅田 秀之 東京大学, 理学(系)研究科(研究院), 准教授 (60447357)
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| 研究期間 (年度) |
2014-04-01 – 2018-03-31
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| キーワード | 大質量星 / 超新星 / 元素の起源 / ニュートリノ |
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| 研究実績の概要 |
我々は大質量星進化コードを様々な場合において安定に計算できるよう改良した。その中で、連星進化によりヘリウム燃焼後までに星の外層を失ったことを想定した超新星爆発を起こす軽いCO星の進化を計算した。これらの星はNe燃焼以降の核燃焼が中心から外れたところで起こるため、通常の星よりも計算が難しくなる。我々はこの進化を適切に計算できるようにコードを改良して超新星爆発直前のCO星の構造を求めた。平成27年度にはこの結果を論文にまとめるとともに超新星計算に応用する。
我々はまた、大質量星進化段階において放出されるニュートリノの検出可能性を理論的に調べることに着手した。我々はベテルギウスを想定して200pcのところにある15-17太陽質量の星の進化を計算した。次に我々は進化の最終段階であるSi燃焼から重力崩壊に至るまでの間に電子陽電子対消滅によって生成されるニュートリノのスペクトルと生成量を求めた。そして、この超新星前兆ニュートリノのKamLANDによる検出数を調べた。その結果、これらの星がSi燃焼以降超新星に至るまでに20個程度の電子反ニュートリノが検出しうることがわかった。しかし、この結果は大質量星のモデルに依存し、モデルによってはより多く検出される可能性がある。これについては来年度の検討事項である。
回転大質量星の進化については、超金属欠乏星の観測を想定して初期金属量を０とした回転大質量星の進化と弱い爆発の超新星における元素合成を調べ、元素生成量分布の特徴の星の質量や自転の有無に対する依存性を調べた。その結果、40-60太陽質量以上の回転星でMgやSiの増加が見られたり80太陽質量以上の回転星でNaやAlの増加が見られるなどの特徴が得られた。これらの特徴と超金属欠乏星で観測される組成分布の特徴を比較することで超金属欠乏星の初期組成を作った超新星の特徴を明らかにすることができる。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
3: やや遅れている
理由
大質量星の進化コードの開発については進んでいる。質量放出率の更新、核反応率やエネルギー生成率の部分について進化コードの改良を行った。超新星爆発を起こす大質量星の中でNe燃焼以降の核燃焼が中心から外れたところで起こる比較的軽いCOコアを形成する星の進化はかなり安定して計算することができるようになった。ただし、赤色巨星からWolf-Rayet星に至るときの数値計算の困難についてはまだ十分克服できてはいない。これについては来年度の課題となる。
Si燃焼から超新星に至るまでのニュートリノ放出についてはひと通りの計算はできるようになったものの論文を完成させるまでには至らなかった。理由としてはニュートリノ生成率とスペクトルの結果に十分確信を得られなかったことと、どこまで計算を終えた時点で論文としてまとめるかを十分議論しきれなかったことが挙げられる。議論の結果としてはベテルギウスを想定した質量の星について非回転星のモデルで計算した結果をまとめて論文にすることにした。論文にまとめる時の大質量星進化モデルを決定し、再計算をした後で速やかに論文作成にとりかかりたい。
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| 今後の研究の推進方策 |
まずは早急にSi燃焼から超新星爆発に至るまでの大質量星の進化におけるニュートリノ生成とKamLANDにおける検出可能性に関する論文をまとめる。ここではベテルギウスを想定した15-17太陽質量の星のモデルを用い、KamLANDで検出されるニュートリノの時間変化とスペクトルを示す。そして、不定性の範囲内での星の質量やニュートリノの質量階層に対するニュートリノ検出数の依存性を示す。
次に、現在行っている軽いCO星の進化についての結果を論文としてまとめる。これまでの計算でNe燃焼以降の進化のCO星質量に対する依存性が明らかになった。また、最終的に形成される鉄コアの質量や超新星の爆発の性質の指標のひとつとなるcompactness parameterの質量依存性もわかったのでこれらを論文にまとめる。同時に進められている軽いCO星が進化した超新星爆発の特徴と連星進化に与える影響についても別に論文をまとめる。また、得られた超新星の親星モデルをデータベースとして公開する。
本年度は当初の予定通りに非回転のモデルについて大質量星の進化を主系列星から重力崩壊直前または電子対生成型超新星になるまで系統的に計算する。この計算では星の初期質量と金属量の範囲を金属欠乏星の観測や銀河化学進化に応用できるように広くとる予定である。電子対生成型超新星の計算については元素合成によるエネルギー生成を含めた流体コードを用いて計算が可能になり、初歩的な結果も出始めている。そのため、これらの星の最終進化については流体コードを用いて行う。
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| 次年度使用額が生じた理由 |
RAIDシステムを含めたハードディスクを本年度ではなく次年度に購入することに変更した。年度の途中でより我々が想定していたよりも使いやすい仕様のRAIDシステムがあることがわかったためである。また、研究代表者と研究分担者が集まって行う議論の場所が結果的に東京に偏在したため、研究分担者の旅費の支出が抑えられた。
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| 次年度使用額の使用計画 |
本年度は大質量星の進化や超新星の親星モデルをwebで公開するためのコンピュータを購入する。このコンピュータは東京大学に設置する。また、平成26年度に購入を予定していたハードディスク(RAIDシステム)を購入する。本年度は論文を複数投稿するため、論文掲載料が必要となる。
研究代表者と研究分担者、研究協力者の間で議論を定期的に行うために国内旅費を使用する。また、研究の進行状況や研究成果を発表し、それを元に国内外の研究者と広く議論する。そのため、研究代表者と研究分担者の国内旅費、外国旅費を使用する。
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