連星系中で爆発した超新星の流体力学的進化

双星系统中爆炸的超新星的流体动力学演化

• 批准号: 06740181
• 负责人: 茂山 俊和
• 金额: $ 0.58万
• 依托单位: The University of Tokyo
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Encouragement of Young Scientists (A)
• 财政年份: 1994
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1994 至 无数据
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-06740181/
• 关键词: 超新星; 超新星残骸; 衝撃波; X線; 衝突電離非平衡プラズマ

1994年に近傍銀河に出現した超新星1994Iの流体力学的モデルを構築した。その結果、この超新星は連星系中で生まれた太陽質量の10倍ほどの質量を持った星が進化の過程でその外層を失い全体の質量が太陽質量の3.3倍になったときに爆発したことがわかった。観測された光度曲線と数値計算によって得た光度曲線の比較から、爆発時に合成された放射性元素^<56>Niの質量は太陽質量のおよそ0.007倍であることがわかった。^<56>Niの合成量が最近近傍に出現した3つの超新星1987A、1993J、1994Iで良く似ていることは注目に値する。これらの重力崩壊型超新星の爆発機構を理解する上でも大きな鍵になると思われる。これに関連して、ニュートリノが加熱することによって爆発する超新星の熱的進化を半解析的に記述する方法を開発し、爆発するために必要なニュートリノ光度を求めることに成功した。さらに解析を進めれば、現在いくつかのグループで行われている重力崩壊型超新星の大規模数値計算の結果がなかなか収束しない理由もわかるかもしれない。さらに、若い超新星残骸の進化を議論する上で極めて重要になる、衝撃波内部及びその下流における電子とイオンの間のCoulomb散乱によるエネルギーのやりとりと重元素が電子と衝突してイオン化していく過程を記述するコードを組み合わせ、定常衝撃波からのX線放射を計算するコードを作成した。イオン化の部分は都立大学理学部の政井氏の開発したコードを用いた。また、Sedov解から放射されるX線を計算する同じようなコードも完成間近である。これらを用いて、宇宙科学研究所のX線観測衛星「あすか」によって最近観測された構造が分解できている超新星残骸の結果を比較し年齢や運動エネルギー等の重要な量を制度良く求める予定である。

In 1994, a <s:1> た supernova appeared near the に galaxy に. In 1994, the モデ, を and を structures of <s:1> fluid mechanics and <s:1> た and た. そ の results, こ の supernova は で in the galaxy ま れ た 10 times the mass of the sun の ほ ど の quality を hold っ た star の が evolution process で そ の outer を い loss all の quality が 3.3 times the mass of the sun の に な っ た と き に detonation 発 し た こ と が わ か っ た. 観 measuring さ れ た photometric curve と the numerical computing に よ っ て have た の photometric curve comparison か ら, blasting 発 に synthetic さ れ た radioactive elements ^ < 56 > Ni の quality は sun の お よ そ 0.007 times で あ る こ と が わ か っ た. ^ < 56 > Ni の synthetic quantity が recently appeared nearly alongside に し た 3 つ の supernova 1987 a, 1993 j, 1994, I good で く て い る こ と は attention on に numerical す る. The <s:1> explosion mechanism of the <s:1> gravitational collapse 壊 type supernova を understanding する で <s:1> large <s:1> な key になると thinking われる. こ れ に masato even し て, ニ ュ ー ト リ ノ が heating す る こ と に よ っ て detonation 発 す る supernova の thermal evolution of を に account す る method を open 発 し, blasting 発 す る た め に necessary な ニ ュ ー ト リ ノ photometric を o め る こ と に successful し た. Analytical を さ ら に into め れ ば, now い く つ か の グ ル ー プ で line わ れ て い る gravity collapse 壊 type ia supernovae の の large-scale the numerical computing results が な か な か 収 beam し な い reason も わ か る か も し れ な い. さ ら に talk, if い の supernova remnant evolution を す で extremely on る め て important に な る, strong shock wave and internal び そ の obscene に お け る electronic と イ オ ン の の between Coulomb scattered に よ る エ ネ ル ギ ー の や り と り と heavy elements が electronic と conflict し て イ オ ン change し て い く process を account す る コ ー ド を group み close わ せ, constant shock wave か ら <s:1> X-ray radiation を calculation するコ するコ ドを ドを ドを is made as <s:1> た. イ オ ン change の part は is の political science department of the university's の well open 発 し た コ ー ド を with い た. The また and Sedov solutions of the ら radiological される X-ray を calculation する is nearly である to the completion of the じようなコ, じようなコ, ド and である. こ れ ら を with い て の x-rays, cosmic science institute 観 satellite measurement "あ す" か に よ っ て in recent 観 measuring さ れ が た structure decomposition で き て い る supernova remnant の results を し years 齢 や movement エ ネ ル ギ ー の important な quantity good く を system for め る designated で あ る.

项目成果

岩本 弘一: "Theoretical Light Curves for The Type lc Supernova SN 1994I" Astrophysical Journal. 437. L115-L118 (1994)

Koichi Iwamoto：“LC 型超新星 SN 1994I 的理论光曲线”天体物理学杂志 437。L115-L118 (1994)。

蜂巣 泉: "Mixing in ejecta of supernovae.II." Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 104. 341-364 (1994)

Izumi Hachisu：“超新星喷射物的混合。II。天文学与天体物理学增刊系列”104。341-364（1994）

野本 憲一: "A carbon-oxygen star as progenitor of tye type lc supernova 1994I" Nature. 371. 227-229 (1994)

Kenichi Nomoto：“碳氧星是 lc 型超新星 1994I 的前身”，《自然》371. 227-229 (1994)。