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A Nearby TDE: AT2023clx - Constraining on Radiation Mechanisms with Polarimetry

  • Kohki Uno(Kyoto University) - 2023年6月30日 15時から

When a star approaches a galaxy-center supermassive black hole (SMBH) into its tidal radius, the tidal force of the SMBH destroys the star, and it results in a luminous accretion flare. These phenomena are known as Tidal Disruption Events (TDEs). In the classical picture, we believed that TDEs are powered by the accretion disk and bright in X-ray. However, thanks to new intense optical surveys, Optical/UV-bright TDEs have been discovered. Their observational properties are different from those of the classical TDEs. However, key observational information is still missing; no strong constraints have been placed on existing models. We classified one of the most nearby TDE (~50 Mpc): AT2023clx, with the Seimei telescope. Immediately after the classification, we performed follow-up observations with the Subaru telescope, and obtained two-epoch spectropolarimetric data. In the first epoch, AT2023clx shows ~1% polarization with constant polarization angle, while in the second epoch, it shows ~2-3% polarization with wavelength dependence, and its polarization angle evolves by ~90 deg compared to the first epoch. The dramatic evolution in polarization angle suggests that the emission mechanism in AT2023clx is completely different between the early and late phases. In this seminar, I will introduce TDEs and observation of AT2023clx, and discuss the origin of the polarization and emission mechanisms.

Cocoon emission in neutron star mergers

  • Hamid Hamidani (Tohoku University) - 2023年6月30日 13時から

In the neutron star (NS) merger events the short gamma-ray burst (sGRB) jet heats up part of the merger ejecta producing the cocoon component. The cocoon is expected to give a bright early electromagnetic (EM) counterpart. However, in GW170817, sky localization took ∼10 hours and early EM counterparts were missed. Here, in anticipation of future GW170817-like events, we analytically model the cocoon, from the early prompt phase. Then, we calculate its EM cooling emission. We find that the cocoon outshines the r-process powered kilonova/macronova at early times (10–1000 s), peaking at UV bands. We show that the relativistic velocity of the cocoon's photosphere is measurable with instruments such as Swift, ULTRASAT and LSST. Also, we show that energetic cocoons, including failed jets, can be detected as X-ray flashes. Our model clarifies the physics and parameter dependence, enabling the extraction of important physical information (about the jet and the merger ejecta) with future multi-messenger observations of NS mergers.

Typing thermonuclear explosions from X-ray spectro-imagery of young supernova remnants

  • Gilles Ferrand (Manitoba University) - 2023年5月18日 11時から

Type Ia supernovae (SNe) are believed to mark the thermonuclear explosion of a white dwarf (WD), but their explosion mechanism is still unclear. Various theoretical models have been proposed. Igniting a WD requires interaction with a companion star, a major question being whether one or two WDs are involved (single degenerate vs. double degenerate channel). Another interrogation is whether the exploding WD is close to the Chandrasekhar mass, or well below it – which is possible via the double detonation mechanism (from both channels). Young supernova remnants (SNRs) can be used as a probe of the explosion physics. In particular a variety of diagnostics are available from X-ray observations of the shocked plasma. We will briefly review the tools available to type remnants as thermonuclear vs. core-collapse, and possibly sub-type them according to the explosion channel. By evolving state-of-the-art SN thermonuclear explosion models into the SNR phase, we have previously shown that the progenitor system and explosion mechanism can bear an imprint on the SNR morphology for hundreds or even thousands of years. We will present more detailed simulations of the spatial and temporal evolution of the X-ray properties of the SNR, focusing on a recently proposed model, the "helium-ignited violent merger" or "dynamically-driven double-degenerate double-detonation" (D^6).

Mysterious Black holes, Cosmology, and current state of AI in gravitational waves discoveries.

  • Mohammad Safarzadeh (NASA Goddard) - 2023年4月13日 11時から

Our understanding of the formation channels of stellar mass compact objects have been challenged by the discovery of massive binary black holes in the third observing run of LIGO/Virgo Collaboration. It is imaginable that our theories of supermassive black hole formation should be revisited by the launch of LISA that targets gravitational wave observations of supermassive black holes at high redshifts. I will start by discussing potential solutions to some of the puzzles in massive binary black holes observed by LIGO. I will then talk about how we can leverage LISA observations to constrain models of supermassive black hole formation together with the expansion rate of the universe at high redshift. Lastly I will dive into where do we stand with the application of AI towards classification of gravitational waves and what is the path forward.

Gravitational wave memory-triggered supernova neutrino detection

  • Mainak Mukhopadhyay (Penn State) - 2023年1月20日 11時から

When a burst of neutrinos from a core-collapse supernova (CCSN) passes by the Earth, it causes a permanent change in the local space-time metric, called the gravitational wave (GW) memory. Long considered unobservable, this effect will be detectable in the near future, at deci-Hertz GW interferometers. I will present a novel idea, where observations of the neutrino GW memory from CCSNe will enable time-triggered searches of supernova neutrinos at megaton (Mt) scale detectors. This combination of a deci-Hz GW detector and a Mt neutrino detector will allow the latter to surpass its current sensitivity limits to detect a nearly background-free sample of ~ 3 - 30 supernova neutrino events per Mt per decade of operation, from large distances (~ 10 - 100 Mpc), which will open a new avenue to studying supernova neutrinos.

Modelling Optical Signals from Magnetar-Driven Supernovae

  • Conor Omand (Stockholm University) - 2022年11月29日 11時から

Many energetic supernovae are thought to be powered by the rotational energy of a highly-magnetized, rapidly-rotating neutron star. The emission from the associated luminous pulsar wind nebula (PWN) can affect the system in different ways, including accelerating the ejecta, ionizing the ejecta, and breaking the spherical symmetry through hydrodynamic instabilities or large scale asymmetries. Modeling the observables from these processes; the light curves, spectrum, and polarization; is essential from understanding the nature of the central engine. I will present the results of a radiative transfer study looking at the effects of a PWN on the supernova nebular spectrum, and the preliminary results from a more physically motivated light curve model for parameter inference, and a study examining the polarization that arises due to hydrodynamic instabilities in the ejecta of engine-driven supernovae.

Magnetised outflows as potential sites of heavy element nucleosynthesis and high-energy neutrinos

  • Mukul Bhattacharya (Penn State) - 2022年11月8日 11時から

While nuclei lighter than iron are fused over the course of typical stellar evolution, almost half of the elements heavier than iron are created through the rapid neutron capture process (r-process). These nuclei are thought to be produced in magnetised outflows from neutron-rich explosive events including compact mergers and core-collapse supernovae. In this talk, I will discuss the potential of neutrino-driven winds from strongly magnetised and rapidly rotating protomagnetars as plausible sites for r-process nucleosynthesis. The low entropy and fast expansion timescale in magnetised outflows facilitates the formation of heavy nuclei in comparison to thermal winds. As heavy nuclei can eventually produce ultra-high energy cosmic rays, we examine the acceleration and survival conditions for these nuclei. We also explore the propagation of these jets through a broad range of progenitors: from Wolf-Rayet stars which have shed their envelopes to supergiants which have not. In particular, we compute the time-dependent jet magnetisation and luminosity to analyse the criteria for a successful jet breakout, maximum energy deposited into the cocoon and also the structural stability of these magnetised jets. We show that high-energy neutrinos can be produced for extended progenitors especially blue and red supergiants, and estimate the detectability of these neutrinos with IceCube-Gen2.

The great eruption of eta-Carina - Evidence for large mass and very fast flows?

  • Nir Shaviv (Hebrew University)- 2022年10月11日 11時から

Over the past two decades, the estimated mass ejected during eta Carina’s giant eruption increased by an order of magnitude, to more than 20 solar masses. Over the past decade, light echos from the giant eruption revealed what appeared to be outflows larger than 10000 km/s. However, are these extreme values indeed firmly supported by the data? We will discuss alternative explanations, and show that the observations are consistent with a steady state super-Eddington wind which only ejected a few solar masses and no fast velocity component, which instead can be naturally explained through Raman scattering.

Cosmic-ray Escape from Supernova Remnants in Circumstellar Media with Parker-spiral Magnetic Field

  • Shoma Kamijima(University of Tokyo)- 2022年8月29日 11時から

It is believed that cosmic rays(CRs) below 3 PeV are accelerated by the diffusive shock acceleration (DSA) in supernova remnants (SNRs). In the DSA, the acceleration time depends on the angle between the shock normal direction and magnetic field. It is suggested that perpendicular shocks rapidly accelerate CRs to PeV without upstream magnetic field amplification. In addition to acceleration, CR escape is important to determine the maximum energy and energy spectra of CRs. Previous studies about CR escape applied the diffusion approximation. Under the diffusion approximation, we cannot solve the gyration, which is important for the rapid perpendicular shock acceleration. Therefore, the escape process from perpendicular shocks is still unknown. In this study, we performed test particle simulations to investigate the escape process from core-collapse SNRs in circumstellar media. As for the upstream region of core-collapse SNRs, we consider the Parker-spiral magnetic field and current sheet. The shape of the current sheet depends on which the rotation axis and magnetic axis of progenitors are aligned or misaligned. We showed that Injected particles concentrate on the equator or poles while drifting on the shock surface, and escape to the far upstream region along the equator or poles. Furthermore, we showed that there are two types of maximum energies. One is given by the drift between the equator and pole. The other is given by the characteristic length scale of the current sheet. We revealed that the maximum energy becomes about 10-100 TeV. In this seminar, we will discuss the escape process from SNRs in the circumstellar medium and the escape-limited maximum energy.

Hunting for high-redshift supernovae with upcoming near-infrared wide-field observatorie

  • Takashi Moriya (NAOJ)- 2022年5月23日 14時から

High-redshift supernovae are important probes of stellar evolution in the early Universe. For example, they can provide constraints on stellar evolution in low-metallicity environments that also plays a critical role in shaping the compact remnant mass distributions observed by gravitational waves. Especially, pair-instability supernovae (PISNe), theorized explosions of massive stars having helium core masses between 65 Msun and 130 Msun, are predicted to exist exclusively at low metallicity environments. They could make an upper mass gap in the black-hole mass distribution from gravitational waves. However, no PISNe have been confidentially identified so far. In order to discover high-redshift supernovae, it is ideal to conduct transient surveys in near-infrared because of redshift. In this talk, I will discuss high-redshift transient surveys with two upcoming wide-field near-infrared observatories, Euclid and Roman. Thanks to their wide-field near-infrared instruments, they can be used for efficient high-redshift supernova discoveries. I will show that Euclid can discover PISNe up to z ~ 3.5. Having the redder bands, Roman will allow us to observe PISNe at even higher redshifts entering the Epoch of Reionization – up to z ~ 7. Other high-redshift supernovae such as superluminous supernovae can also be discovered by them. Through high-redshift supernova discoveries, Euclid and Roman would revolutionize our view on massive stars’ death at the early Universe.

A status report on the study of core-collapse supernovae, a detailed look at the equation of state

  • Tomoya Takiwaki (NAOJ)- 2021年12月21日 11時から

The recent progress in the theory of core-collapse supernova explosions is provided. 3-dimensional simulations, which became available in the 2010s, have become a standard tool, and many groups are now performing 3D simulations. In the results, the big problem in the 2000s’ study is solved: in the previous studies, the shock waves, generated at the birth of neutron stars, stall and shrink to black holes, and the shocks in the recent studies can propagate to the stellar surfaces. In contrast to such a fantastic success, the explosion energies in the simulations do not reach the observational value, ~10^51 erg. The solution to this problem is the next main concern in the community. In this seminar, I am going to talk about the physics of supernova explosions, introducing recent studies. In addition, I discuss in some detail the treatment of the equation of state.

Estimating ejecta mass in optical transients

  • Tatsuya Matsumoto (Columbia University)- 2021年12月7日 10時から

Wild-field optical surveys have detected a lot of transient events in the universe. In particular, novel explosive phenomena have been discovered such as superluminous supernovae, tidal disruption events, and fast blue optical transients, which have unusually large luminosity, short or long duration. While several theoretical models have been proposed, there remain a lot of questions on their origin. In this talk, I propose a new method to estimate ejected mass in optical transients. Since this method can be applied for the case where optical photons diffuse out of optically thick ejecta, which is true for most optical transients, it can be a strong tool to probe the physical properties of the peculiar optical transients as well as supernovae. After describing the essence of this method, I show the results for supernovae and tidal disruption events. I demonstrate that the estimated ejecta mass constrains some models for optical tidal disruption events (Matsumoto&Piran2021). I also plan to talk about the results for superluminous supernovae and other peculiar transients and discuss the implication for the origin of them.

HeSO survey: search for sub-min variability of white dwarfs and M dwarfs with Tomo-e Gozen

  • Masataka Aizawa (Astronomy at Shanghai Jiao Tong University) - 2021年11月11日 11時から

Tomo-e Gozen is an optical wide-field CMOS camera mounted on 1.05 m Kiso Schmidt telescope, and it has been in operation since 2019. Using its high cadence (~1s) and wide field (~20 deg^2), we are aiming to search for new astrophysical phenomena/objects, including very fast flaring events and fast spinning white dwarfs. For that purpose, we have developed a new pipeline for producing lightcurves from the raw data on the basis of SExtractor (Source-Extractor) and a PCA co-trending method. The data outputted from Tomo-e Gozen are huge (~20TB/night), but our pipeline can finish analyses for the 1-day data within 1-2 days. Analyzing the previous data, we have already identified ~10 new flaring events with large amplitudes and short duration from M dwarfs. The identified flares would be the result of huge massive magnetic energy released from a small area on stellar surfaces. We will also introduce on-going observations to search for fast-spinning white dwarfs with Tomo-e Gozen.

Observations and numerical simulations of dwarf-nova outbursts

  • Mariko Kimura (Riken) - 2021年4月21日 11時から

There are many kinds of astronomical objects having accretion disks and they show transient events because of sudden brightening of the accretion disk. Dwarf novae, one subclass of cataclysmic variables, experience intermittent outbursts and are the best targets for studying accretion physics ubiquitous in these objects. Dwarf novae have been studied for a long time, but there are still unsolved problems. For example, some anomalous outbursts cannot be explained by the disk-instability model without variations of mass-transfer rates, which is widely accepted as the model for dwarf-nova outbursts. Also, there is a gap between theoretical and observational studies on the binary evolution. The inner accretion flow is not well investigated for lack of X-ray observations. The purpose of my study is to solve these problems via observations and numerical simulations and to make use of our knowledge to the study of other objects such as X-ray novae and changing-look AGNs. In particular, I focus on multi-wavelength and/or high-speed observations after I moved to RIKEN. In this seminar, I will provide three topics related to the above unsolved problems from our past and on-going studies and discuss our future plan of multi-wavelength and/or high-speed observations.

Searching for Continuous Gravitational Waves: Looking for Mountains on Neutron Stars

  • Sylvia Zhu (DESY)- 2019年10月18日 13時から

The era of gravitational-wave astronomy has begun with the detections of binary mergers, and the next frontier is the discovery of persistent sources of gravitational waves. Some of the most promising sources of these long-lived, slowly evolving, continuous gravitational waves (CWs) are young neutron stars with asymmetric structures. In my talk, I will discuss CW search strategies and highlight the latest results from the Einstein@Home volunteer distributed computing project, which produces some of the deepest constraints on the sizes of mountains on neutron stars. I will also discuss the prospects of searching for CW signals from the annihilations of ultralight bosons such as the QCD axion.

Multi-Dimensional Hydrodynamics Simulations of Oxygen-Shell Burning Just Before the Core-Collapse of Massive Stars

  • 吉田敬(東京大)- 2019年7月24日 15時から

We investigate the characteristics of convective motion in the convective Si and O-rich layers in massive stars just before the core-collapse. We performed 2D hydrodynamics simulations for eleven massive star models for ~100 s until the core-collapse. In some models large-scale convective motion with the turbulent Mach number ~0.1 is obtained in the SiO-rich layer. We also performed a 3D hydrodynamics simulation of a 25 Msun star model having an extended SiO-rich layer. In this seminar, we will show the characteristics of the convective motion such as turbulent Mach number and the power spectra of turbulent velocity in the Si and O-rich layers of these models.

The role of AGN radiative feedback in black hole-galaxy co-evolution

  • 石橋和貴子(University of Zurich)- 2019年6月28日 13時から

Active Galactic Nucleus (AGN) feedback is widely invoked in galaxy evolutionary models, while evidence of such AGN feedback in action is now observed in the form of galactic outflows. However, the physical mechanism driving AGN feedback remains ill-understood, and whether galactic outflows are powered by jets, winds, or radiation, is still a source of much debate. We consider AGN feedback driven by radiation pressure on dust. We show that AGN radiative feedback is capable of accounting for the observed dynamics and energetics of galactic outflows, provided that radiation trapping is properly taken into account. I will discuss the resulting physical implications and how such AGN radiative feedback may provide a natural physical interpretation for the observed black hole-host galaxy co-evolutionary path.

Physics of Relativistic Radiation mediated shocks

  • 伊藤裕貴(理研)- 2019年6月26日 15時30分から

Radiation mediated shocks (RMSs) play an important role in various high energy astrophysical phenomena (e.g., shock breakouts in supernovae and gamma-ray bursts). While the physics of RMSs is well established in non-relativistic regime, nature of relativistic RMSs (RRMSs) is still poorly understood. This is due to the fact that full radiation transfer calculation is required in order to accurately describe the dynamics in relativistic regime. To tackle this issue, we have developed a novel numerical method for solving self-consistent steady state solution of RRMSs. In this talk, I will present the solutions for various shock upstream conditions and discuss its application to gamma-ray burst prompt emission and shock breakout phenomena.

Effects of rotation and magnetic field on the revival of a stalled shock in supernova explosions and a new numerical method W4

  • 藤澤幸太郎(早稲田大)- 2018年11月30日 10時40分から

We investigate axisymmetric steady solutions of (magneto)hydrodynamics equations that describe approximately accretion flows through a standing shock wave and discuss the effects of rotation and magnetic field on the revival of the stalled shock wave in supernova explosions. We develop a new powerful numerical method, W4 method, to calculate the 2-dimensional steady accretion flows self-consistently. We first confirm the results of preceding papers that there is a critical luminosity of irradiating neutrinos, above which there exists no steady solution in spherical models. If a collapsing star has rotation and/or magnetic field, the accretion flows are no longer spherical owing to the centrifugal force and/or Lorentz force and the critical luminosity is modified. In fact we find that the critical luminosity is reduced by about 50% – 70% for rapid rotations and about 20% – 50% for strong toroidal magnetic fields, depending on the mass accretion rate. These results may be also interpreted as an existence of the critical specific angular momentum or critical magnetic field, above which there exists no steady solution and the standing shock wave will revive for a given combination of mass accretion rate and neutrino luminosity.

Numerical Simulations of Photospheric Emission in Gamma-ray Bursts

  • 伊藤裕貴(理研)- 2018年7月13日 10時40分から

Long duration gamma-ray bursts (GRBs), the brightest events in the Universe, are believed to originate in an ultra-relativistic jet breaking out from a massive stellar envelope. Despite decades of study, there is still no consensus on their emission mechanism. One unresolved question is the origin of the tight correlation between the spectral peak energy Epand peak luminosity Lp discovered in observations. This “Yonetoku relation” is the tightest correlation found in the properties of the prompt phase of GRB emission, providing the best diagnostic for the radiation mechanism. In this study, we explore this issue by performing present 3D hydrodynamical simulations, and post-process radiation transfer calculations, of photospheric emission from a relativistic jet. Our simulations reproduce the Yonetoku relation as a natural consequence of viewing angle. It is shown that, although jet dynamics depend sensitively on the jet power, the Ep-Lp correlation holds regardless. This result strongly suggests that photospheric emission is the dominant component in the prompt phase of GRBs. In this talk, I will also mention about the other observed correlation found in GRBs and the expected polarization in the emission.


  • 窪田恵(理研)- 2018年6月15日 10時40分から

低質量連星系(LMXB)を成す中性子星(NS)は、スペクトルの形状から、ソフト状態とハード状態に分類される。 典型的なNS LMXBであるAql X-1のハード状態のスペクトルは大局的には、 降着円盤からの黒体輻射と中性子星表面からの黒体輻射がコロナで逆コンプトン散乱された2つの成分から説明されるが、 30 keV付近にこの2つの成分では再現できない構造が残ることが先行研究から指摘されている(Sakurai 2015)。

伴星からの降着物質がNS表面に堆積して密度が上がると核融合が起き、X線バーストを起こす。 この際、早い陽子の捕獲反応(rp-process)が起こり、Z = 52 のTe付近までの重元素が合成されると考えられている。 未だこの観測的な証拠は得られていないが、もしZ ~52の元素がNSの大気中にあれば、30 keV付近にそのK吸収端が期待される。

我々は、30 keV付近の構造について調べるために、「すざく」衛星によるAql X-1の2007年の観測データの解析を行った。 「すざく」のデータは、アウトバーストの立ち下がりの時期を 7 回観測しており、 そのうちハード状態である2-3観測目を足したスペクトルの30keV 付近の構造に対して、 輝線を想定したGaussianモデルと再結合放射モデルでフィットを行った。 その結果、Gaussianの中心エネルギーは、29-34 keV、K吸収端のエネルギーは26±1 keVという結果を得た。 典型的な中性子星(1.4Msun, 12 km)表面での重力赤方偏移を考慮して計算すると、 解析結果から想定される元素はそれぞれ、Gaussianの場合Z = 59-63(Pr-Eu)、再結合放射モデルの場合Z=47-53(Ag-I)となった。 本セミナーでは、解析の詳細を述べるとともに、これらがrp-process元素である可能性について議論する。

superluminous supernovaの中心エンジンモデル

  • 鈴木昭宏(国立天文台)- 2018年4月20日 15時から

重力崩壊型超新星は大質量星が進化の最終段階に起こす爆発であり、明るく輝く点光源として観測される。 そのメカニズムが完全には解明されていないことに加え、遠方での星形成活動のプローブにもなり得るため、 古くから超新星をターゲットとしたサーベイ観測が行われてきた。 近年の無バイアス変光天体サーベイの大きな成果の一つは、通常の超新星の10-100倍以上という極めて明るい光度で輝く種族、 超高輝度超新星(superluminous supernova)の発見である。 この特異な超新星は、その明るい光度のために遠方でも観測が可能であり、 実際に赤方偏移2,3での分光学的に同定されたイベントも報告されている。 そのため、高赤方偏移宇宙での星形成活動のプローブとなることも期待されるが、 問題はその極めて大きな光度のエネルギー源が未解明なことである。 このような明るい超新星には通常の超新星の可視光放射を担うNi56の放射性崩壊では説明困難なものも存在し、 別のエネルギー源あるいは特殊な星の爆発を考えなくてはならない。 superluminous supernovaやその他の特殊な変光天体を説明する有力なシナリオの一つが中心エンジンシナリオである。 このシナリオでは、大質量星が爆発を起こした後に中心に残す天体(中心エンジン: 回転する磁気中性子星やブラックホール降着円盤)が何らかの形でエネルギーを超新星エジェクタに注入し光らせるというものである。 現象論的な光度曲線モデルは、superluminous supernovaeの光度やタイムスケールを説明するという点において一定の成功を収めているものの、 実際に中心エンジンからのエネルギー注入がどのような形で行われるかについてはよく分かっていない。 最近、我々は中心からのエネルギー注入がある超新星エジェクタの力学的進化の多次元シミュレーションによる研究を進めており、 多次元性が現象論的あるいは1次元球対称モデルには取り入れられていない効果を生み出すことを見出した。 本発表では、superluminous supernovaについてレビューするとともに、我々の研究の最近の進展について報告する。


  • 加藤佑一(東京大)- 2017年7月12日 14時から

宇宙プラズマ中で発生する衝撃波は、 粒子同士の衝突を介さずに荷電粒子と電磁場による相互作用によって発達するため無衝突衝撃波と呼ばれる。 この無衝突衝撃波は、惑星間プラズマから銀河団プラズマまでと宇宙のあらゆるスケールに普遍し、 プラズマを強く加熱するとともに、粒子加速や磁場増幅、乱流といった非熱的現象を引き起こす。 これらの励起された現象は天体に強く影響を及ぼすために、無衝突衝撃波は天体進化のキープレイヤーとなっている。 本現象においては、ここ20年は主に粒子加速といった非熱的現象について精力的な研究がなされてきたが、 実はより身近な現象である熱輸送ですらも未だに良く分かっていない。 無衝突衝撃波では、衝撃波上流で粒子が有する運動エネルギーの一部が熱化されるので、 衝撃波面での温度はその粒子の質量に比例する。 プラズマは主に陽子と電子からなり、上記のために後者の温度は前者のそれの1/1840に留まることとなり、 衝撃波下流で前者から後者へと熱輸送が生じることで、最終的にこれらの粒子は熱平衡に達する。 しかし、この熱輸送がどう起きるかは、衝撃波のマッハ数といった物理パラメータに依存するために自明ではない。 本講演では、マッハ数の大きく異なる銀河団および超新星残骸での無衝突衝撃波のX線観測によって得られた熱輸送の研究結果について紹介したい。

X線ドップラー偏移測定から見え始めた Ia型超新星残骸の三次元的速度構造

  • 佐藤寿紀(首都大/宇宙研)- 2017年5月24日 14時から

 Ia型超新星は白色矮星がチャンドラセカール質量(約1.4太陽質量)を超えた際 の核暴走によって起きる爆発である。爆発時の質量が同じであることから、 Ia型超新星は明るさ一定の没個性的な爆発現象であると考えられ、 標準光源として宇宙膨張測定に用いられてきた。 しかし、その絶対光度にはばらつきがあることが知られており、 爆発の多様性が示唆されている。 その原因として、異なるプロセスで白色矮星が臨界質量に達していると考えられているが、 その観測的証拠は少なく、未だIa型超新星の爆発メカニズムには謎が多い。

 我々は、Ia型超新星の残骸として知られるティコ、ケプラーの 超新星残骸のチャンドラ衛星によるX線観測データを解析することで、 輝線のドップラー遷移(赤方偏移、青方偏移)を分解する事に初めて成功し、 膨張する爆発噴出物の三次元的な速度構造を明らかにした。 そして、これらの残骸は、同じIa型超新星の残骸であるにも関わらず、 全く異なる膨張進化を経験していることがわかり始めている [Sato & Hughes 2017a (arXiv: 1605.09059), Sato & Hughes 2017b (査読中)]。 本セミナーでは、これらのX線観測の結果を詳しく紹介すると共に、 如何なる要因が超新星残骸の膨張進化に違いを与えているかや、 それらがIa型超新星の爆発メカニズムとどのように関係しているかなども議論したい。


  • 谷川衝(東京大)- 2017年4月12日

 星が巨大ブラックホール(MBH)の近傍を通過すると、その星はMBHによって潮汐 破壊される。この現象をTidal Disruption Event(TDE)と言う。10万太陽質量以 上のMBHは白色矮星(WD)をevent horizonの外側では破壊できないので、我々は MBHによるWD TDEを観測することができない。そのため、WD TDEを発見できれば、 それはMBHより質量の小さい中間質量ブラックホールの存在の証拠となりうる。WDは TDEの最中に軌道面と垂直方向に圧縮される。この圧縮によって衝撃波が起こる と、WD で爆発的元素合成が起こり、WD TDEはIa型超新星爆発と似た突発天体現 象になると予想されている(Rosswog et al. 2008; 2009)。しかし彼らは3次元 SPHシミュレーションの中で衝撃波が爆発的元素合成を起こしていることを明示 していなかった。そこで我々は彼らと同様の方法であるが、より高解像度の3次 元SPHシミュレーションを行い、衝撃波が爆発的元素合成を起こすかどうか検証 した。その結果、シミュレーション中で衝撃波が起こっていないことと、爆発 的元素合成が低解像度による偽の加熱で起こっているということを明らかにし た。しかし、これはWD TDEが爆発的元素合成を起こさないことを意味するわけ ではない。実際、我々はさらに高解像度の1次元流体計算を行うことで、一部の ケースでは衝撃波が起こり、衝撃波が爆発的元素合成を引き起こすことを示し た。本発表では以上の結果を報告し、その後、WD TDEの爆発的元素合成を正し く求めるための方法について議論する。


  • 松野允郁(総研大)- 2017年3月10日 13時から



  • 勝田豊(北海道大学)- 2017年3月3日 15時から

 恒星の回転は、その内部での物質混合や超新星爆発、高速回転に伴って生じる円盤を持つ Be 星などと関連して注目されている。進化に伴い恒星の慣性モーメントは変化し、十分な角運動量輸送が働かなければ差動回転が生じると考えられるが、星震学・日震学の研究からは、何らかの効率的な角運動量輸送機構が存在していることが示唆されている。

 そこで我々は、恒星の進化に伴う慣性モーメントの変動について詳細な解析を行い、それが恒星の回転の進化に及ぼす影響を検討した。近年のKepler 衛星等の観測により進化した恒星の内部で差動回転が存在していることが示されている。本研究では、恒星の進化によって生じる構造変化を用いて差動回転の生成機構を解釈し、観測により導かれた恒星内部の回転の進化と比較を通じて恒星内部での角運動量輸送効率について議論する。


  • 尾上匡房(総研大)- 2016年12月16日

 高赤方偏移(z>6)クェーサーは宇宙再電離、超巨大ブラックホール(SMBH)成長、銀河-SMBH共進化の起源等、初期宇宙における多様な情報を含む非常に有用な観測対象である。SDSSやUKIDSSに代表される可視光・近赤外の大型サーベイによりこれまで100個を超える数のz>6クェーサーが発見されてきたが、現状のサンプルはz~6の最も明るい種族に偏っている。そこで我々はすばる望遠鏡のHSC-SSPサーベイを用いてz~6, 7の低光度クェーサー、つまりより一般的なSMBH種族の大量発見を目指しており、z~6クェーサー光度関数のfaint-end等これまでのクェーサー探査が届かなかったパラメータ領域の開拓を目指している。本セミナーでは我々のz>6クェーサー探査プロジェクトの戦略と初年度のHSC-SSP観測から得られた初期成果、そして今後の追観測の展開について詳細に紹介する。


  • 滝脇知也(国立天文台)- 2016年11月18日


  • 村上浩章(東京大学)- 2016年7月8日

 銀河系やマゼラン雲には、通常の電波パルサーよりも長い2−12秒というパルス周期をもつ、特異なX線パルサーが存在する。それらの約半数が超新星残骸の中に見られることから、若い孤立中性子星の一群であると考えられている。観測されるX線光度が、星の回転や物質の降着といった標準的なエネルギー源では説明できないため、莫大な磁気エネルギーを解放しながら輝く磁気駆動型の天体“マグネター”であると唱えられるようになった(Thompson & Duncan 1995)。じっさいパルス周期とその変化率から、双極子磁場の強さは、通常の中性子星を2桁以上もしのぐ1014−15 G に及ぶと推定されている。このためマグネターは、地上では達成し得ない超強磁場の実験室として、基礎物理の観点からも注目を集めている。

 われわれは、「すざく」衛星によるマグネター4U 0142+61の観測データを解析する中で、硬X線パルスが位相変調していることを発見した。そして研究の結果、わずかに軸対称変形した中性子星が自由歳差運動を行っており、それと硬X線放射域の非軸対称性が重なったとき、パルス変調が起きるという解釈を得た。変形の度合いは慣性モーメントで表してΔI/I = 1.6×10-4に達しており、中性子星の内部に1016 Gにも及ぶトロイダル磁場が存在することを示唆している(Makishima et al. 2014)。他のマグネターからも同様の特徴が見つかりつつあり、マグネターの性質の解明につながることが期待される。そこで本講演では、これらの磁場推定手法を詳しく紹介するとともに、今後の展望について議論する。

Equation of State Inputs to the r-Process and Galactic Chemical Evolution Effects

  • Prof. Michael Famiano (Western Michigan University) - 2016年7月1日

    Understanding the characteristics of dense nuclear matter has remained a significant question in nuclear physics today. A phenomenological model is proposed in which the enrichment of light r-process elements (relative to heavy r-process elements) in metal-poor and extremely-metal-poor stars (EMPs) is found to depend on the stiffness of the nuclear equation of state (EOS). Here, an r-process is assumed in which an explosion scenario is halted due to an accretion-induced collapse and a subsequent failed or partial explosion, followed by partial ejection of r-process material. Nucleosynthsis results in an abundance distribution enriched in the light r-process elements. Initial results suggest that a possible upper limit on the stiffness of the EOS may be constrained by observations, which could complement results of neutron star masses which place lower limits on the EOS stiffness. Additional work is being done to examine neutrino spectra in collapse scenarios and their sensitivity to the EOS. Comparison is made to high-resolution spectroscopic measurements of the logarithmic ratios [Sr/Ba] and [Sr/Fe] for EMPs. The proposed model is not only capable of producing extremes in [Sr/Ba] and [Sr/Eu] at very low metallicity, but it is shown to relate the nuclear equation of state (EOS) to the observed upper limits in [Sr/Ba] and [Sr/Eu]. A softer EOS suggests an enhancement of light r-process elements in the early galaxy. The interplay between the nuclear matter EOS, spectral observations, and neutrino effects will be discussed.


  • 平井遼介(早稲田大学)- 2016年1月15日

 宇宙に存在する星の半分は連星である。特に、大質量星(O型星)はそのほとんどが連星系を組んでいるということが知られてきた。重力崩壊型超新星 爆発はこのような大質量星が起源であるとされているため、重力崩壊型超新星のほとんどが連星系内で起きていることになる。連星系内で 超新星爆発が起きた場合には爆風が伴星に当たり、質量を剥ぎ取る、運動量を与える、衝撃波で加熱するなどの影響が考えられる。特に質量の剥ぎ取りや与えられる運動量によってその後の連星の進化を大きく変えることもありえるため、爆風が伴星へ与える影響を定量的に研究する必要がある。  本講演では我々が取り組んできた流体シミュレーションの結果を紹介するとともに、伴星が爆風に晒された際の痕跡の観測可能性について議論する。


  • 林中貴宏(RESCEU横山研)- 2015年11月27日

 強い磁場を帯びた中性子星であるマグネターは、これまでの観測によって10^13 Gaussを超える磁場を持つことが観測的に示唆されている。中性子星においては、自転軸と磁軸(磁気双極子の向き)がずれている場合、多重極展開の中の、磁気双極子放射によるエネルギー放射が優勢になる。磁気双極子放射によって、中性子星のspin downが引き起こされるので、中性子星からのパルス周期Pとその時間変化/dot Pを測れば、磁場を推定することができる。

 一方で、量子電磁気学(QED)の効果が顕著になる典型的な電磁場のスケールはm_e^2/e(自然単位系) = 2×10^13 Gauss (磁場) = 1×10^12 V/m (電場) で与えられる(m_eとeは電子質量と電荷)ので、これまでの観測で得られた磁場の値は、マグネターからの放射についても量子論的補正を考えなければならないことを示している。特に、磁気双極子放射への補正は、観測量であるspin down rate (更には、マグネター磁場の推定値そのもの)にも影響を与え得るので、これを計算することは重要である。このような重要性にもかかわらず、磁気双極子放射への量子論的補正の先行研究は見当たらなかったので、今回、我々は摂動論的な領域でこの補正を計算した。

 QED補正は、電子・陽電子の対生成・対消滅が光子の伝播や光子同士の散乱に与える影響として計算することができる。電磁場の変化が時間的にも空間的にも非常にゆっくりであるような場合には、定常な電磁場に対するQED補正を考えれば十分なので、これを表現する有効Lagrangian (Euler and Heisenberg, Z. Phys. 98 (1936) 714, Schwinger Phys. Rev. 82 (1951) 664)を用いて解析を行った。

 計算の結果、磁気双極子放射への補正公式を得ることができ、補正項は(B/B_c)^2(B_c = m_e^2/e) でスケールし、係数は小スケールでの磁場の配位に依存する(ただし、O(1)程度以下)ことがわかったので、講演にて詳細を紹介する。

 一方で、Euler-Heisenberg Lagrangianはフルオーダーの補正を表現できるので、B>>B_cとなるような強場極限における展開も可能であり、この領域における補正は結合定数のrunningに吸収される(Dunne, arXiv: hep-th/0406216v1)ので、補正は小さくなり、古典論の場合に近づいていくことが分かる。この事についても簡単に紹介する。


  • 藤林翔(京都大学)- 2015年10月16日


 近年発展した数値相対論による大質量星の崩壊の数値シミュレーションによると、中心にブラックホールを残すような大質量星の崩壊時には、太陽質量の3倍に達する質量の大きな中性子星が一時形成される可能性が示唆されている。このような状況は極超新星において実現する可能性があり、本研究ではこの状況における重元素合成の可能性を調べた。質量放出機構として neutrino-driven wind を考え、ニュートリノ吸収による加熱、ニュートリノ放出による冷却を取り入れた定常解を構成した。状態方程式には Timmes の状態方程式を採用し、冷却率には電子の縮退の効果も取り入れた。以上のように構成した流体の解での温度・密度の時間発展の上で元素合成計算を行い、主にニュートリノの平均エネルギーに焦点を当ててパラメータによる依存性を調べた。

 その結果、シミュレーションで示唆されるパラメータにおいて弱いr-processが起こり、結果の組成はweak-r starと呼ばれる、特徴的な元素組成を示す星のものと良い一致を示した。そのため、極超新星でのr-processはこれらの星の重元素の起源である可能性がある。また、パラメータ空間の中のYe > 0.5 となる多くの領域で強い νp-process が起きることがわかった。特に、通常の超新星における νp-process では達成し得ないような大質量数 (A > 110) の元素がいくつかの場合に生成された。これは太陽系の一部の陽子過剰核の起源を説明する可能性がある。


MAXI observations of long X-ray bursts

  • 芹野素子(理研)- 2015年10月1日

 X線バーストは、低質量X線連星において、伴星から降り積もったガスが中性子星表面で爆発的に核融合を起こすことにより、X線で明るく輝く現象である。近年X線バーストの中でも数十分から数時間にわたって輝く superburst と呼ばれる現象が注目されつつある。通常のX線バースト(数秒から数百秒程度継続)に比べて極端に継続時間が長い原因は、核反応の"点火"が比較的深い場所で起こることにあると考えられているが、提案されているモデルには未だ解決しなければならない問題も多い。

 MAXIはX線で全天をモニタ観測しているので、superburst の観測に適している。講演では、MAXIによって観測された9例のsuperburst(候補)についてその特徴を解説する。また、superburst に関する過去の観測的・理論的研究についてもレビューする。


  • 石井彩子(東北大学)- 2015年9月17日

 宇宙最大級の爆発現象であるガンマ線バースト(GRB)は, 発見から40年以上経つ現在もその詳細な放射メカニズムが解明されていない. Long GRBの起源は大質量天体周辺で形成される相対論的ジェットであると考えられており, ジェット中における様々な放射モデルについてこれまでに数値的な研究が行われてきた. ジェット構造をモデリングした定常流体場における輻射輸送計算からGRBの特徴的な非熱的放射スペクトルを再現できる可能性が示され, 一方で相対論的流体計算からジェットは非一様で多次元的な構造を持ちながら時間発展し, さらにその構造が放射スペクトルに影響を与えることが指摘されてきた. これらより, GRB放射を数値計算上で再現するためにはジェット内部構造の時間発展を考慮しながらその内部での光の輸送を詳細に取り扱う必要があり, これには相対論的流体と輻射輸送のカップリング計算が必要となる. ジェットが光学的に厚い状態から薄い状態に至るまで計算を行う場合, 輻射と物質の相互作用によるフィードバックおよび輻射の非等方性が計算結果に影響を及ぼすことが考えられるが, 超相対論的流体場を考慮しなおかつこれらの効果を含めたカップリング計算はまだ行われてきていない.

 我々は上記のようなカップリング計算を目指し, 超相対論的流体場中での輻射輸送計算手法を検討してきた. モンテカルロ法を用いて散乱過程を考慮した3D輻射輸送計算コードを構築し種々のテスト計算を行ってきた結果, 精度良く計算を行うために必要な時間幅や空間解像度などの計算条件を見積もった. これらの条件は流体計算とのカップリングを考える際に非常に厳しい条件となり得るものであり, 現実的な計算コストである程度高精度の計算を行うための手法についても検討していく予定である.


  • 小宮悠 - 2015年7月17日


  • 古田 (中澤研) - 2015年7月10日

Double Degenerate Scenario for Type Ia Supernovae

  • 佐藤裕史 - 2015年6月26日

Dark Matter Ignition of Supernovae

  • 野田和弘 - 2015年6月20日


Color-Magnitude Diagram Constraints on Characteristics of Dwarf Spheroidal Galaxy

  • 須田拓馬 - 2015年6月5日


The Most Iron-deficient Stars as the Polluted Population III Stars

  • 小宮悠 - 2015年5月15日


  • 増山美優 - 2015年5月8日


  • 平居悠さん (国立天文台)

 rプロセス元素の起源天体は未だ明らかになっていない。連星中性子星合体は、r プロセスの有力な起源天体候補の一つである。連星進化計算からは、連星中性子星合体までに少なくとも 1 億年程度要することが示唆されている。しかし、これまでの銀河の力学進化を考慮に入れない化学進化計算からは、連星中性子星合体の低い頻度 (銀河系で10^−6—10^−3 /年)と長い合体時間(>~ 1億年) のため、[Fe/H] < −2.5 にみられる r プロセス元素組成比 (例えば [Eu/Fe])の分散を説明できないという問題が指摘されている。こうした問題は、階層的構造形成モデルに基づき、銀河系ハローがより小さい矮小銀河の集積によって形成されたとするならば、解決できる可能性がある。そこで本研究では、N 体/Smoothed Particle Hydrodynamics コード ASURAを用いて、矮小銀河の化学力学進化を計算した。rプロセス元素の起源天体としては、連星中性子星合体を仮定した。その結果、合体時間が5億年より短く、銀河系での頻度が ~10^-4 /年の連星中性子星合体で、[Eu/Fe] vs. [Fe/H]の観測値を再現できた。また、矮小銀河の力学的性質、金属量分布、質量ー金属量関係の計算値も観測値と矛盾のない結果が得られることも確認した。本研究により、[Fe/H] < −2.5における[Eu/Fe]の分散を再現するには、星形成領域 (~10—100 pc)における金属の混合が重要な役割を果たしていることが示唆された。さらに、銀河ハロー形成初期 (< 10 億年)では、個々のサブハローの星形成率が10^−3太陽質量/年程度である必要があることも示唆された。


  • 中野俊男 - 2015年4月10日