2011年12月28日 超新星と数値シミュレーション

松尾康秀（九大理）	  ＜共同研究者＞	  橋本正章（九大理）、	  長滝重博、小野勝臣（京大）、固武慶（国立天文台）、山田章一（早大理）、山下和之（山梨大学）	  ＜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星周物質を加熱し、輝いている天体。	
かに星雲 	

Kepler 	

http://
www.spacetelescope.org/
Images/large/heic0515a.jpg	

http://apod.nasa.gov/apod/
image/0410/
kepler_CxoHstSst_comb.jpg	

Cas A 	

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)	  ・IIb型超新星爆発 (Krause et al.2008)・Jet状の構造が見られる
・Forward shock --- 2.5 ±0.2pc
・Reverse shock --- 1.6 ±0.2pc(Gothelf 2001)
・親星：20〜35M⦿
（ eg. Chevalier & Oishi 2003,
Yong et al. 2006 ）Cas A (X線)	
3 pc	

Hwang et al. 2004	
3

RSG	  wind

RSG（赤色超巨星）

超新星	  爆発

主系列星
CasA	

H

He

Wolf-­‐Rayet(WR)	  星

FeSiWR	  wind4

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)

球対称爆発だと、FeはSiよりも内側に分布する。	
赤：unshocked ejecta
黄色：Si、Ar
緑：Fe	Badenes 2010	

FeとSiの強く混合を受けた	  5

＜観測＞・ほとんどの超新星は非常に遠方で起こるため、有益な情報を引き出すことが困難．
・超新星残骸の3次元的な元素分布も明らかになりつつある（Vink et al.2004, Badenes 2010）＜シミュレーション＞
・これまであまり議論されていない．
・超新星残骸から超新星爆発の情報を引き出すことはできるのか？

＜研究目的＞・超新星爆発〜残骸形成のシミュレーションを行い、超新星残骸観測からどのような超新星爆発の情報が得られるのかを調べた．
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＜基礎方程式系＞＜状態方程式＞
・光球面の内側（光球内）

・光球面の外側（光球外）

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＜先行研究＞
・親星 ： 20 〜 35M⦿ (at ZAMS)(eg. Chevalier & Oishi 2003, Yong et al. 2006, Fesen & Becker 1991)

・星周物質 ： 親星の恒星風
・Cas Aの親星の進化：
赤色超巨星（RSG）  Wolf-Rayet (WR) 星 (Krause et al.2009)
・WR星であった時間 TWR < 3480 yr （Schure et al. 2008）＜初期モデル＞
・親星 ： 6M He core (Hashimoto1995) （25M⦿ at ZAMS）
・星周物質 ： RSG wind (TWR=0yr)
RSG + WR wind (TWR=2000yr)8

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＜Code＞・Zeus2D（Stone & Norman 1992）

＜次元＞

・2Ｄ計算
＜解像度＞
・2D：1000(r)×100(θ)＜摂動＞＜超新星爆発＞
・熱エネルギーを注入して爆発
・Input Energy --- パラメータ

爆発直後から330年（Cas Aの年齢）まで計算を行った。
＜核反応ネットワーク＞
・T > 5×109 K
NSE（原子核種の統計的平衡）
・T < 5×109 K
alpha-network (Müller 1986)

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・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	

初期モデル	  TWR

E(1051	  erg)

Rfs(pc)Rrs(pc)

WR0E2021.81.3

WR0E3032.11.6

WR0E4042.51.7WR2E2

200021.91.0WR2E3

200032.31.2WR2E4

200042.6

1.3

2.5±0.2

1.6±0.2

観測

球対称シミュレーションではTWR=0 yr E = 4×1051 erg の初期モデルが観測を説明できる。	

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330年後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	

He、O、Si、は混合を受けているがSi、Feは混合を受けていない。	
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＜1Dシミュレーション＞	
TWR = 0 yr	

TWR = 2000 yr	

WR windを含んでいるモデルは、Fe-Si表面がReverse shockと衝突している	

Fe、Siの物質混合が期待できる．	
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＜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、超新星残骸観測からどのような超新星爆発の情報が得られるのかを調べた．
＜結果＞
・超新星残骸Cassiopeia Aでみられる元素分布を再現するためには、WR windを考慮したモデルの方が有利．

超新星残骸形成のシミュレーションから親星の情報を引き出せる？	
・より広いパラメータ空間での計算が必要	

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＜流体計算＞・TWR = 2000 yrのモデルでの2D計算
・より高解像度な計算
・3DでのRayleigh-Taylor不安定性シミュレーション＜非球対称爆発＞・SASI(Standing Acrretion Shock Instability)の効果は？
・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16

17

WR wind	
RSG wind	
Rpre-SN	18

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。
19初期モデル	  TWR

E(1051	  erg)

Rfs(pc)Rrs(pc)

WR0E202

1.8

1.3

WR0E3

03

2.1

1.6

WR0E4042.5

1.7

WR2E2

200021.9

1.0WR2E3

200032.3

1.2

WR2E4

2000

42.6

1.3

2.5±0.21.6±0.2

観測

球対称シミュレーションではTWR=0 yr E = 4×1051 erg の初期モデルが観測を説明できる。	

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・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1)	

（Hirschi et al.2004）

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。

2)	

(Nugis & Lamers 2000)	

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