Revealing origin of r-process elements with astrophysical simulations

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１．前年度に開発した元素合成計算コードを連星中性子星の合体にも応用できるよう改良を加えた。この計算コードを用いて、最新の殻模型計算から求めた中性子数１２６の原子核のベータ崩壊反応率がｒプロセスにどう影響を与えるかを、原子核理論モデルFRDMのベータ崩壊反応率で計算した場合と比較することで調べた。これらの原子核のβ崩壊はrプロセスのボトルネック核反応であり、rプロセスの研究において重要な核反応である。我々は、最新のベータ崩壊反応率がrプロセスの第３ピークの構造を変化させ、超新星モデルにおいては第３ピークよりも重い元素の量を増加させることを確認した。連星中性子星合体モデルでは、第３ピークの構造を変化させるのみにとどまり、アクチナイドの量はあまり変化しなかった。２．前年度に引き続き磁気回転超新星の１．５次元計算を行った。磁場を含まない流体計算で現在最も標準的な数値フラックスの計算法であるHLLC法を新たに導入した。前年度行った計算と大きな違いが現れないことを確認した。また、１次元の超新星シミュレーションは爆発しないことが知られており、ニュートリノ加熱効率を人工的に上げることで爆発させるが、この人工的な加熱の方法には任意性がある。一つの自然な方法は、対流不安定な領域の加熱率を上げることで対流による熱の輸送を模倣するようにして加熱率を上げることである。現在そのように書き換えた場合の計算を終えており、結果の解析を進めている。３．その他、Shibagaki et al. (2016)で用いた新しい核分裂モデルと１で用いたFRDMとで比較を行い、原子核モデルの元素合成に及ぼす影響について調べる研究や、自転する大質量星の重力崩壊について多次元シミュレーションを行い、元素・ニュートリノ・重力波について調べる研究を進めている。