九州大学理学府物理専攻粒子宇宙論Ⅲ　修士課程２年

松尾康秀

2009.07.24, Fry TV 会議にて

・年齢： 330 歳

・距離： 3.4 kpc

・大きさ : ～ 3.8 pc

・爆発エネルギー： 2×1051 erg 程度

・放出質量： 2 ～ 4M

・ジェット（のような）構造を持つ　非球対称爆発

Cassiopeia A （ X線）

Schure et al .2007

約 3.8 pc

１． Quasi Stationaly Floculii ( Chevalier & Kirshner 1978 ) 　・ N/H --- 太陽組成の～ 10 倍　・ He/H --- 太陽組成の 5 ～ 10 倍 ・ 速度は < 400 km/s　・ その多くは中心から～ 1.5pc に分布　起源 --- 星の進化過程で、 wind として出てきたものでは

２． Nitrogen knots ( Fesen 2001) ・ N/H --- 典型的には太陽組成の 10 ～ 30 倍 ・速度は 7000 ～ 9000 km/s　　（ 50 個の NKs の内、 3 個から H の輝線が観測）　起源 --- 爆発の際に、星の表面から噴出してのでは

３． Forward shock と Reverse shock の位置 ( Gotthelf et al. 2001 )

　・ Forward shock --- 中心より 2.5 ± 0.2 pc　・ Reverse shock --- 中心より 1.6± 0.17 pc

＜親星＞　まだ、はっきりとは解っていない。

a ） Chevalieer & Oishi 2003 　　　　　　 b ） Borkowski et al. 1996　　親星は RSG 星　　　　　　　　　　　　親星は BSG 星

c ） Peimbert 1971, Fesen et al. 1987 　　 d ） Young et al. 2006　　親星は WN 星　　　　　　　　　　　　 親星は連星系＜星周物質＞　・親星の進化経路に依存

１． Pre-Process a ） RSG wind に計算領域を満たしておく dM/dt = 1.54×10-5 M/yr VRSG = 4.7 km/s T = 103 K

b ） WR wind をある時間 TWR だけ流す dM/dt = 9.7×10-6 M /yr VWR = 1.7×103 km/s T = 104 K

２．超新星爆発を中心から起こす Eej = 2×1051 erg Mej = 2.5M

Code: Zeus 3D

Resolution: 900×225 ( 0.0067pc × 0.2° )

Ionization: Garcia-Degura et al.1999

Radioactive cooling: MacDonald

観測により、 Jet の長さは 3.8 pc 以上

WR wind の継続時間は 3480 year 以下

手法は前述の Schure et al.2008 と本質的には同様。

ただし、星の進化計算を行い mass loss rate の時間発展を考慮　（主系列段階で 20 M のモデル）

Forward shock と Reverse shock の位置の観測から WR wind について制限

Model :WR5(WR wind が 5000 year)

Reverse shock の位置が観測と異なる。

Model :WR10, WR15

観測とは大きく異なる。

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主系列時代にある質量を持った複数の星を用意

Mass loss を考慮して進化計算

Pre-SN モデルの作成

進化計算から得られた Mass loss rate を用いて Stellar wind を計算

pre-SN モデルと Stellar wind を初期値として、超新星爆発を起こす

Cas A の観測と比較

Stellar Evolution Hydrodynamical simulations

・ Initial mass 1) 23 M 2) 28 M 3) 29 M

4) 30 M 5) 33 M

・ Code STERN （球対称、回転なし） (Langer et al. 1985, Heger 1998)

・ Network 0n,1-2H,3-4He,6-7Li,7-9Be,8-10-

11B,11-12-13C,12-14-15N,16-17-

18O,19F,20-21-22Ne,24-25-26Mg,26-

27Al,28-29-30Si,56Fe の 35 核種 (Caughlan & Fowler 1988)

・ Mass loss rate <MS> 観測からの経験則 (Nieuwenhuijzen & de Jager 1990)

<RSG> 観測からの経験則 (Humphreys & Nichols 1985) <WR> Langer 1989

Code: ・ Zeus 3D (Stone & Norman 1992) 1D : MS, RSG 2D : WR,Supernova

Ionization : lower cutoff temperature 104 K を導入することで近似的に考慮

Resolution: 1D : 0.05 pc/cell (rmax = 50 pc) 2D : 0.03 pc×0.1° /cell (rmax = 15 pc, φmax = 30°)

Initial value: (Willingale et al. 2003)・ n0 = 13 cm-3

・ e = 1×10-13 erg/cm3

・物質分布は一様であると仮定

進化計算で得られた mass loss rateを用いて、計算

Stellar wind

SN explosion Thermal energy --- 1051 erg Kinetic energy --- 1051 erg

をそれぞれ注入

モデル QSF NKEjecta mass

Forwad & Reverse shock

QSF の分布

23M △ × × ○ ×28M △ ○ × × ×29M △ ○ × × ×30M ○ × × × ×33M ○ × ○ × ×

どのモデルも一長一短である

＜ Progenitor ＞　・ RSG wind 、 WR wind の mass loss rate を用いて進化計算　　（ Young et al.2006, Perez-Rendon et al.2009 ）

＜ Stellar wind ＞　・進化計算によって得られた mass loss rate を用いて計算 （ Perez-Rendon et al.2009, van Veelen et al.2009 ）＜ SN explosion ＞・未だに、信頼できる爆発モデルを用いて、現在の Cas A と比較するというものは見当たらない。 （爆発モデルが信頼できないもの（ Schure et al.2008, van Veelen et al.2009, Perez-Rendon et al.2009 ）や、現在の Cas Aの年齢まで計算していないもの（ Young et al.2006, Wheeler et al.2008 ）など）

＜ Code ＞ Zeus-2D ＜ Pre-SN model ＞ 6M He core model Hashimoto 1995

＜ Stellar wind ＞　・ RSG wind のみを考慮 (Schure et al.2008)

yearMM

skmv

vr

M

sunRSG

RSG

RSG

RSGwind

/1054.1

/7.4

4

5

2

・

・

＜ Neuclear network ＞ He ～ Ni までの 13 核種

＜ EOS ＞

　高密度 ideal gas + radiation 低密度 ideal gas