超新星残骸Cassiopeia a と 非球対称爆発

物理学専攻 宇宙物理理論

松尾 康秀

Cas A Kepler かに星雲 ＜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。 Hwang et al. 2004 http://www.spacetelescope.o rg/Images/large/heic0515a.j pg http://apod.nasa.gov/apod/i mage/0410/kepler_CxoHstS st_comb.jpg

＜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) ＜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)}

Cas A (X線)

Hwang et al. 2004 3 pc

超新星

爆発

RSG wind

WR wind

Fe

_Si

外側

FeとSiの大規模な混合、

反転が必要

_Fe

_Si

内側

＜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。 ＜Rayleigh-Taylor不安定性＞ ・軽い流体_(ρ1)の上に重たい流体 (ρ₂)を乗せたような状態で発達 ・R-T不安定性の成長率 密度の等高線 (Hachisu et al.1994) kg G 1 2 1 2 RT









・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。 ・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。 １. 初期モデルの作成 ２．超新星爆発～超新星残骸形成シミュレーション

＜基礎方程式系＞         G P e Dt D P Dt D Dt D 4 0 0 0 2                       v v v ＜状態方程式＞ ・光球面の内側（密度の高いところ） ・光球面の外側（密度の薄いところ） ＜Code＞

Zeus2D（Stone & Norman 1992）

gas gas 2 3 P e T R P P      rad gas 4 rad gas 3 2 3 3 1 P P e aT T R P P P        

R_pre-SN ＜Parameter＞

WR星であった期間 ： T_WR

RSG wind

＜初期モデル＞ ・6M_ He core (Hashimoto 1995) ＋ 薄いH外層(0.08M_) ＋ Stellar wind ＜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) ＜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 )×1051 _erg ＜比較した観測＞ ・forward shock の位置 ・reverse shock の位置 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

初期モデル _{TWR E(10}51_erg) WR E WR E WR E WR E WR E WR E 球対称シミュレーションではT_WR=0 yr E = 4×1051 _{erg の初期モデルが} 観測を説明できる。 R_fs(pc) R_rs(pc) 観測

＜初期モデル＞ ・ T_WR=0 yr E = 4×1051 _{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 （Hachisu et al.1994） の摂動を加える。( ε = 0.1)

)

20

cos(

)

(

)

(







v

r



v

r

Si,Fe境界では物質混合がほとんど起こっていない

・計算終了時の密度とFe,Siの存在領域

黄＝Fe 赤＝Si 黒＝他

・Time = 100 sec

・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 ： 、 であるため、 、 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 ) 20 cos( ) ( ) (   v_r r  v_r r v_r(r) r

r

v

_(r

₎





・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 ・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 しかしながら ・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。

＜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。

＜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

・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・・・

・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 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。 K 10 T(r) km/s 10 7 . 1 /yr 10 7 . 9 4 3 WR 6 WR        v M M _

(Nugis & Lamers 2000)

1) 2) K 10 T km/s 7 . 4 g/cm r pc 1 10 2 1 4 ) ( 3 RSG RSG 3 2 23 2 RSG                    v v_RSG r M r   　 　 （Hirschi et al.2004）

（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

Si,Fe境界では物質混合がほとんど起こっていない

・計算終了時の密度とFe,Siの存在領域

黄＝Fe 赤＝Si 黒＝他

Si,Feの存在領域 Rayleigh-Taylor不安定な領域

・Time = 10

_sec

・Time = 10

_sec

・Time = 10

_sec

・Time = 10

_sec

0











P

Si,Fe境界では物質混合がほとんど起こっていない

・計算終了時の密度と主な元素の存在領域

Initial の 計算領域 次の 計算領域 さらに次の 計算領域 X軸 Z軸 SN ejecta ・どのようにして爆発から330年間計算するのか？