物理学専攻 松尾康秀 宇宙物理理論 指導教員 : 橋本正章
< 超新星残骸 > 星の外層が超新星爆発により吹き飛ばされ 爆発の際の衝撃波によって周囲の物質 ( 星周物質 ) を加熱し 輝いている天体 かに星雲 Kepler Cas A http://www.spacetelescope.o rg/images/large/heic0515a.j pg http://apod.nasa.gov/apod/i mage/0410/kepler_cxohsts st_comb.jpg Hwang et al. 2004 2
< 超新星残骸 Cassiopeia A> 距離 : 3.4 kpc (Reed et al.1995) 大きさ : 2~3 pc 年齢 : 330 年程度 (Fesen 2006) (1pc = 3.26 光年 ) Cas A (X 線 ) < 特徴 > 比較的近傍に存在する ( 太陽から銀河中心までは 10kpc) 銀河系内で最も若い 中性子星が存在 (Wynn et al.2009) Jet 状の構造が見られる 特徴的な Si,Fe の分布 (Vink et al. 2004) 3 pc Hwang et al. 2004 3
RSG wind RSG( 赤色超巨星 ) 超新星爆発 主系列星 H He Wolf-Rayet(WR) 星 CasA Fe Si WR wind 4
Cas A (X 線衛星 Chandra) Fe の方が Si よりも外側にある領域がある (Vink et al. 2004) 爆発直前には Fe は Si よりも内側に分布している Hwang et al.2004 Fe と Si の大規模な混合 反転が必要 青 :Fe 赤 :Si 緑 : 連続光 (4.2~6.4 kev) 5
<Rayleigh-Taylor 不安定性 > 軽い流体 (ρ 1 ) の上に重たい流体 (ρ 2 ) を乗せたような状態で発達 密度の等高線 R-T 不安定性の成長率 G RT 2 1 kg 2 1 超新星爆発中では 1 g (Hachisu et al.1994) dp dr < 目的 > 爆発直後から超新星残骸形成まで (330 年間 ) のシミュレーションを行い Rayleigh-Taylor 不安定性によって Fe Si の反転が起こるかどうか確かめる 6
1. 初期モデルの作成 親星 :6M He core (Hashimoto1995) 星周物質の情報 : 親星の恒星風であると考えられる Cas A は (RSG) 赤色超巨星 WR(Wolf-Rayet) 星と進化 (Krause et al.2009) これらを考慮するため 星周物質計算 ( 恒星風の計算 ) を行い 親星のモデルと合わせて 初期モデルとする 2. 超新星爆発 ~ 超新星残骸形成シミュレーション 超新星爆発を第一原理計算に基づいて行うことは困難 本研究では 爆発エネルギーを注入することで超新星爆発を起こす 元素分布の時間進化を流体力学に従って計算し Fe,Si の分布を調べる 7
< 基礎方程式系 > D v 0 Dt Dv P 0 Dt D Dt 2 e P v 4 G 0 < 状態方程式 > 光球面の内側( 密度の高いところ ) R 1 4 P Pgas Prad T at 3 e 光球面の外側 ( 密度の薄いところ ) P 3 2 P P gas gas 3P rad R T e 3 P 2 gas <Code> Zeus2D(Stone & Norman 1992) 8
<Parameter> WR 星であった期間 : T WR WR wind RSG wind R pre-sn 9
< 初期モデル > 6M He core (Hashimoto 1995) + 薄い H 外層 (0.08M ) + Stellar wind <Main Parameter> Wolf-Rayet 星であった時間 T WR T WR = 0 yr, 2000yr Input Energy E E = ( 2, 3, 4 ) 10 51 erg < 超新星爆発 > 熱エネルギーを注入して爆発を再現 < 核反応ネットワーク > 13 核種 ( 4 He~ 56 Ni) まず 球対称シミュレーション結果と観測を比較し モデルを制限 < 比較した観測 > forward shock の位置 reverse shock の位置 10
初期モデル T WR E(10 51 erg) WR E WR E WR E WR E WR E WR E R fs (pc) R rs (pc) 観測 球対称シミュレーションでは T WR =0 yr E = 4 10 51 erg の初期モデルが観測を説明できる 11
< 初期モデル > T WR =0 yr E = 4 10 51 erg のモデル < 解像度 > 1000(r) 100(θ) で等間隔 赤道面対称 軸対称 < 摂動 > Rayleigh-Taylor 不安定性を発達させるために 動径方向速度に v r ( r) v ( r)cos(20 ) の摂動を加える ( ε = 0.1) r (Hachisu et al.1994) Rayleigh-Taylor 不安定性によって Fe,Si の混合 反転が見られるかどうか調べた 12
計算終了時の密度と Fe,Si の存在領域 黄 =Fe 赤 =Si 黒 = 他 Si,Fe 境界では物質混合がほとんど起こっていない 13
Time = 100 sec 主な元素の存在領域 R-T 不安定性の成長率 (s -1 ) G RT 2 1 kg 2 1 黄 =Fe 橙 =Si 赤 =O 紫 =He Si,Fe の境界面と O-He 境界の R-T 不安定性の成長率は同程度の大きさを持っている 14
Fe,Si の境界面と O,He 境界面の R-T 不安定性の成長率は同じ程度の大きさであるにも関わらず O,He 境界面の方がより R-T 不安定性が発達 < 原因 > 摂動 : v ( r) v ( r)cos(20 ) vr ( r) r であるため r v (r) r r r r 方向のメッシュ幅は一定 摂動の振幅当たりのメッシュ数が Fe,Si 境界の方が少ない Fe,Si 境界での解像度が足りなかった可能性 15
Fe,Si 境界面で R-T 不安定性を十分に解像できれば O-He 境界のように R-T 不安定性が発達する可能性がある 黄 =Fe 橙 =Si 赤 =O 紫 =He しかしながら R-T 不安定性で Fe,Si の反転が起こるかどうかは計算して確かめる必要がある 3D シミュレーションを実行すれば 反転が起こる可能性もある 16
< 行ったこと > 爆発直後から超新星残骸形成まで (330 年間 ) のシミュレーションを行い Rayleigh-Taylor 不安定性によって Fe Si の反転が起こるかどうかを調べた < 結果 > 今回のシミュレーションでは Fe,Si の物質混合は見られなかったが Fe,Si 境界で Rayleigh-Taylor 不安定性が成長する可能性があることが分かった 17
< 流体不安定性による物質混合 > より高解像度なシミュレーションを行うことが必要 3D での Rayleigh-Taylor 不安定性シミュレーション ニュートリノ加熱に伴う流体不安定性 (SASI ; Standing Acrretion Shock Instability) を考慮 < 非球対称爆発に起因する物質混合 > Cas A は非球対称な (Jet-like な ) 爆発であるとして知られている 非球対称な爆発による混合の可能性 < 星周物質との相互作用による物質混合 > RSG wind や WR wind には不定性があるより多くの星周物質モデルでのシミュレーション 18
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Rayleigh-Taylor 不安定性身近な例 ) 地球上 ( 重力の下 ) で 油の上に水を乗せた状態 超新星爆発中では 20
恒星風の計算については球対称で行った 1) RSG wind で計算領域を満たしておく M RSG 1 ( r) 4 v RSG r v 4.7km/s T RSG 2) 内側から下記のパラメターで流体力学の方程式に従って流す M v RSG WR WR 10 3 K T(r) 10 9.7 10 1.7 10 4 K 3 2 2 10 6 M km/s 23 /yr 1pc r (Nugis & Lamers 2000) 2 g/cm (Hirschi et al.2004) 3 1) 2) 21
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forward & reverse shock と Fe-Si 境界の位置 Shock が星の表面を貫通 Reverse shock と Fe-Si 境界が衝突 ( 星周物質モデル依存するが )Fe は reverse shock に衝突し 物質が混ざる可能性がある 23
計算終了時の密度と Fe,Si の存在領域 黄 =Fe 赤 =Si 黒 = 他 Si,Fe 境界では物質混合がほとんど起こっていない 24
Time = 10 10 25 8 sec P 0 Si,Fe の存在領域 Rayleigh-Taylor 不安定な領域 黄 =Fe 赤 =Si 黒 = 他 黒 : 不安定領域 Si,Fe の境界面付近は常に不安定な領域である 25
計算終了時の密度と主な元素の存在領域 Log(ρ [g cm -3 ]) 主な元素の存在領域 黄 =Fe 橙 =Si 赤 =C+O 紫 =He 黒 =H Si,Fe 境界では物質混合がほとんど起こっていない 26
どのようにして爆発から 330 年間計算するのか? Z 軸 さらに次の計算領域 次の計算領域 Initial の計算領域 SN ejecta X 軸