I型及びII型超新星における元素合成の研究

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太陽質量の10倍以上の星の重力崩壊型超新星爆発に伴う爆発的元素合成の計算を詳細に解析し,白色わい星の爆発による超新星(Ia型)元素合成と組み合わせることにより,超新星爆発で生成される元素を太陽系組成比と比較した.その結果,炭素から鉄までの太陽系元素(質量数が60程度まで)のうち7-8割を超新星爆発により説明できることが解った.しかし金属量の少ない星雲では観測値とのずれが大きくなる場合があり原紙核データの検討を含めて爆発的元素合成の再検討を必要とすると結論した.さらに大質量星の爆発の際生成されるp-元素と呼ばれる重元素(質量数が100以上)を調べた.その結果34のp-元素のうち6割程度は同時に生成されることが解った。しかし全体として太陽系組成比の数分の1しか説明できないのでI型超新星の寄与と爆発前の段階でのp-元素の生成を検討する必要があることが解った.大質量星の進化に重大な影響を与える核反応率^<12>C(α,γ)^<16>Oが大質量星の進化に与える影響を調べた.天体物理学的S-因子として100keV barns,240keV barns,さらに最近理論的に求められた135keV barnsの場合についても星理論を改良する必要があると結論した.大質量星の爆発後,熱い中性子星が残った場合,その中性子星が冷却したときどれほど速く回転できるかを典型的な状態方程式をいくつか使って調べた.最も柔らかい状態方程式を使うことにより回転速度の上限が求められた.その結果周期が1ミリ秒以下で回転することが困難であると結論した.