Discovery Sagaサイレントキーワード俯瞰

新星 / 連星系 / 超新星 / 白色矮星 / Ｘ線 / 新星爆発 / 回帰新星 / 連星系の進化

新星の光度曲線は加藤の新星風理論で記述できる。これに基づき光度曲線解析の手法を独自に開発し、多数の新星の白色矮星の質量等を求めた。また色等級図上の進化には共通点があることを発見し、それを用いて距離と星間吸収を求めた。回帰新星 M31N 2008-12a(Ia型超新星の親天体候補）の毎年の爆発を国際共同観測で詳細に解析した。また質量が増加している白色矮星は、定期的にヘリウム核燃焼による爆発をおこし、そのさいシリコンなどの重元素が合成される。このような天体が超新星爆発をおこすと、爆発の初期に観測される高速吸収線が説明できることを理論的に示した。

Ia型超新星は爆発時に鉄をまきちらし宇宙の元素組成の進化に大きく寄与する天体である。また宇宙の加速膨張を検出する決め手になった天体でもある。このように重要な天体であるが、そのIa型超新星の爆発直前の天体（親天体）はいまだに確定していない。本研究は新星と回帰新星の理論的・観測的研究をおこない、連星系中の白色矮星がどのように重くなり爆発に至るかの道筋を理論的に緻密においかけて、Ia型超新星についての理解を深めるものである。

宇宙線 / 超新星残骸 / プラズマ / X線宇宙物理学 / X線天文学 / 衝撃波 / プラズマ診断 / X線 / ガンマ線 / ガンマ線天文学 / 超新星 / 中性子星

宇宙線は我々の銀河の基本構成要素だが、発見以来100年たった現在も加速機構などの議論が続いている。星の死の際の爆発の残骸「超新星残骸」の衝撃波は効率よい加速現場であるが、加速粒子が逃亡し宇宙線になる様は未解明であった。我々は衝撃波が分子雲と衝突した際に磁場減衰が起こり宇宙線が逃亡すると同時にプラズマが急冷却されることに注目し、急冷却プラズマの緩和時間を宇宙線逃亡のストップウォッチとして測定した。15天体程度の超新星残骸で急冷却プラズマの緩和時間(X線)と残された加速粒子の最高エネルギー(ガンマ線)を比較し、高エネルギー粒子ほど早いタイムスケールで逃亡していくことを初めて観測的に示した。

宇宙線は宇宙マイクロ波背景放射や星光と同程度のエネルギー密度を持つ、我々の銀河の基本構成要素の一つであり、地上でも自然放射線の3割を占める。また、最高エネルギーは10^20電子ボルトにもなり、地上の実験加速器では到底再現できない素粒子物理学の探求も可能である。宇宙線の起源の理解の最後の1ピースのひとつであった、加速粒子が加速現場から逃亡し宇宙線になる瞬間をとらえた意義は大きい。

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。

超新星 / X線 / ガンマ線 / 宇宙線 / ダスト / ニュ-トリノ / 中性子星 / パルサ- / SN1987A / 衝撃波 / 宇宙線加速 / 星風 / ニュートリノ / 一般相対論 / パルサー / 重力崩壊 / 放射性元素 / 元素の起源

超新星から放出されるγ線、X線の観測の解析と、それに基づく爆発のモデルの構築が主たる研究となった。
1.超新星からの硬X線とγ線の「ぎんが」、気球、飛行機による観測デ-タの解析を進めた(槇野、小山、釜江、松岡、西村)。
2.^<56>COの崩壊に伴うX線、γ線の光度曲線やスペクトルの計算と、観測との比較から、物質混合の度合いや非球称性の効果を求めた。さらに、線型安定性と2-3次元的非線型な振舞いの数値計算により混合がどのように進行するかを計算した(西村、野本、中村、江里口)。また、こうした物質混合とダスト形成の関係を研究した(長谷川、野本)。
3.「ぎんが」衛星を使った軟X線の解析はとモデル計算とにより、星周物質の位置や状態、爆発物質との衝突過程を研究した(早川、田原、政井、常深、祖父江)。
4.この星周物質の研究を手がかりとして、爆発前の星がどのような進化の道をたどったか、質量放出がどのように働いたかを、モデル計算を通して明らかにした(斉尾、加藤、宮路、野本、杉本)。
5.パルサ-から放出される高エネルギ-粒子とまわりの物質の相互作用を、ニュ-トリノ(戸塚、福来)やγ線(木舟、佐藤文)の観測とモデル計算(中村、佐藤文)によって探った。
6.重力波検出の可能性を検討した(中村、藤本、江里口)。
7.若いパルサ-の進化とその観測可能性を検討した(伊藤、佐藤勝、野本)。

【研究分担者】
加藤万里子	慶応義塾大学	理工学部	専任講師	(Kakenデータベース)
小山勝二	名古屋大学	理学部	助教授	(Kakenデータベース)
長谷川博一	京都大学	理学部	教授	(Kakenデータベース)
釜江常好	東京大学	理学部	教授	(Kakenデータベース)
早川幸男	名古屋大学	学長	(Kakenデータベース)

【研究協力者】
山崎了
山口弘悦