2014/09/10
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2020 年代の光赤外線天文学 「恒星物理・超新星・晩期型星」 サイエンス (分科会報告) PowerPoint PPT Presentation


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2014/09/10. 2020 年代の光赤外線天文学 「恒星物理・超新星・晩期型星」 サイエンス (分科会報告). 「恒星物理・超新星・晩期型星」検討班    発表者: 野沢 貴也( NAOJ ). M. M. M. M. M. M. M. M. M. M.  恒星は宇宙の基本的な構成要素である . Gaia によって H-R 図はかなり完成される.  恒星の物理過程を明らかにしたい. TZO. NS+NS. Ia 型超新星. 山口さん. 田中さん. 諸隈さん. common envelope. 青木さん. 連星.

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2020 年代の光赤外線天文学 「恒星物理・超新星・晩期型星」 サイエンス (分科会報告)

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Presentation Transcript


2020

2014/09/10

2020年代の光赤外線天文学「恒星物理・超新星・晩期型星」サイエンス(分科会報告)

  • 「恒星物理・超新星・晩期型星」検討班

       発表者: 野沢 貴也(NAOJ)


2020

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M

M

M

M

M

M

M

M

M

M

 恒星は宇宙の基本的な構成要素である 

GaiaによってH-R図はかなり完成される

 恒星の物理過程を明らかにしたい


2020

TZO

NS+NS

Ia型超新星

山口さん

田中さん

諸隈さん

common

envelope

青木さん

連星

回転(+磁場)

先送り

質量輸送

low mass

high mass

板さん

M型

Be型

青木さん

森谷さん

元素合成

須田さん

いつ、どこで、どれぐらい、どうやって

RSG

AGB

大仲さん

大仲さん

dust-driven

植田さん

野沢さん

質量放出

ダスト形成

守屋さん

SN


2020

具体的な観測提案(一部)

AGB星の高空間分解分光

RSGの直接撮像

超新星親星のモニタリング

Dust-driven windsの

鶏卵問題

質量放出の理解

missing-dust problem

in Type II supernovae

赤色超巨星問題

元素の起源の理解

連星進化の理解

metal-poor starを見つける

NS mergerを見つける

超新星ダストの観測

X線連星、Be星ガス円盤 

TZO? (Thorne-Zyktow obj.)

Ia型超新星の起源


2020

分科会での議論

・ 「遠方銀河班(大内さん)」との調整

    初代星 → pair-instability supernovae

・ 「星間物質班(左近さん)」との調整

    晩期型星でのダストの形成をどちらが記載するか?

  - 「恒星物理班」 → 質量放出に対するダストの役割

- ダストは星からどれくらいの距離で形成され始めるか?

- ダストに働く輻射圧によって本当にガスは加速されるのか?

近赤外線の高分散分光・高空間分解能 TMT, JWST

  - 「星間物質班」 → 形成されるダストの化学組成や変性

- 最終的にどのようなダストがどのように星間空間に放出されるか?

中間・遠赤外線TAO, JWST, SPICA, ALMA


2020

1. Key science of stellar binaries

・ 連星系のキーサイエンス

 - 2020年代には重力波が検出されだろう

     → 中性子星連星系、ブラックホール連星系

- 離心率、質量、軌道半径などの決定  Gaia, JASMINE

   (WISH? 銀河面サーベイ at 1-5µm)

     → 連星相互作用による質量放出・元素合成への影響

     → 星形成理論への制約

  - WR連星系の恒星風の衝突領域でのダスト形成

  - common envelope, Be型星円盤、novae

  - Type Ia SNe → progenitor system

- single-degenerate (WD+MS/RG): 20-30%

- double-degenerate (WD+WD) : 70-80 %


2 key science of nucleosynthesis

2. Key science of nucleosynthesis

・ 元素合成のキーサイエンス

‐自転を入れた星の進化計算が発展してきている

     ➜ 元素合成(と質量放出)に対する影響

‐元素合成の金属量に対する依存性

‐星内部は観測できない

     ➜ 元素合成の情報は化学進化から得る?

‐r-process元素の起源 (SNe? or NS-NS merger?)

‐観測できるのは星の表面組成

non-LTE 3Dのモデル大気計算が浸透

‐太陽についても何か記述するか?

     太陽の金属量は?(Z=0.02 ➜ Z=0.014)


3 key science of supernovae

3. Key science of supernovae

・ 超新星のキーサイエンス

‐シミュレーションで爆発するようになってきた

➜ ニュートリノ輸送、3D、軽いもの(10 Msun)に限る

‐ 爆発前の親星・爆発後の伴星探し HST, JWST, TMT

‐サーベイ観測  Kiso, HSC, WISH

- shock breakout, GRBs(銀河・銀河団班?)

- 電子捕獲超新星(MZAMS = 8-10 Msun)

➜ 暗い?厚いダストをまとっている(super-AGB stars)?

- 超高輝度超新星(super-luminous SNe)の起源

pair-instability SNe, Type IIn SNe

➜ high-zでの星形成活動の探査


4 mid far ir observations of aged dusty sne

4. Mid/far-IR observations of aged dusty SNe

‐ 超新星爆発10-100年後の中間赤外(マルチエポック)観測

  ➜ 衝撃波に掃かれた星周ダストの温度、質量、組成の時間進化

(衝撃波によるダスト加熱・破壊、輻射輸送の理論計算)

  ➜ 星周ガスの密度 ➜ 質量放出史 (X線の観測があればより良い)

## 大質量星の爆発前数百年間の質量放出史を、数年の観測でフォロー

SPICA

(observatory)

Tanaka, TN, et al. (2012)


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