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-element-enhanced metal-poor star BS 16934-002青木 和光*; 本田 敏志*; Beers, T. C.*; 比田井 昌英*; 岩本 信之; 冨永 望*; 梅田 秀之*; 野本 憲一*; Norris, J. E.*; Ryan, S. G.*
Astrophysical Journal, 660(1, Part1), p.747 - 761, 2007/05
被引用回数：45 パーセンタイル：72.28(Astronomy & Astrophysics)以前の元素組成解析で、MgとScが非常に豊富であることが知られていた超金属欠乏星BS16934-002に対して、さらに詳しい元素組成解析を行った。典型的な金属欠乏星であるHD122563の組成との比較から、BS16934-002は、O, Na, Mg, Al、並びにScの過剰が明らかとなった。しかしながら、炭素,窒素、及び-元素の過剰で知られる超金属欠乏星CS22949-037とCS29498-043とは異なり、炭素と窒素の過剰は見られなかった。このような特異な組成を持った星の元素組成の起源を説明できるモデルはこれまで存在しなかったので、この研究では超新星爆発を起こす前に多くの外層質量を失った大質量星モデルを仮定し、超新星爆発後の元素合成結果との比較及び議論をしている。
定金 晃三*; 新井 彰*; 青木 和光*; 有本 信雄*; 比田井 昌英*; 大西 高司*; 田実 晃人*; Beers, T. C.*; 岩本 信之; 冨永 望*; et al.
Publications of the Astronomical Society of Japan, 58(3), p.595 - 604, 2006/06
被引用回数：11 パーセンタイル：31.92(Astronomy & Astrophysics)ブラックホール連星にある伴星V4641 Sgrについて分光観測を行い、10元素についてその存在比を得た。その結果、NとNaが太陽と比べて、それぞれ0.8dex程度過剰であることを見いだした。また、ほかの元素(C, O, Mg, Al, Si, Ti, Cr, Fe)を二つの典型的な晩期型B型星と比べた結果、それらの星の組成比の間には顕著な違いがなく、太陽組成と同じであった。V4641 Sgrで観測された組成を説明するようなモデルを構築した結果、ブラックホールの親星の最期に起きた超新星は、Ni-56を放出しない暗いタイプのものであったという示唆を得た。
-process and 
-process elements from 
stars和南城 伸也*; 野本 憲一*; 岩本 信之; 石丸 友里*; Beers, T. C.*
Astrophysical Journal, 636(2, Part1), p.842 - 847, 2006/01
被引用回数：36 パーセンタイル：64.57(Astronomy & Astrophysics)最近の分光観測から炭素や-過程元素を豊富に含んだ金属欠乏星(金属量[Fe/H]
)の存在が明らかとなった。これらの星の元素組成は、連星系に属しており、もう一方の星(主星)が以前、漸近巨星分枝段階にあったときに合成された-過程元素がガス輸送により、観測された星(伴星)の表面を汚染した結果であると考えられている。しかし、このような星の中には、太陽系組成での-過程元素におけるBa/Eu比と比べて、より小さなBa/Eu比を持つものが存在することが明らかとなった。われわれはこの特異なBa/Eu比の成因を説明するために、「連星系中にあるの星が漸近巨星分枝段階で-過程元素を合成・放出し、その後さらに超新星爆発を起こして-過程元素が合成・放出されたことにより、-過程及び-過程元素を含んだガスが伴星の表面を汚染したためである」というシナリオを提案した。そして、われわれは超新星爆発によって放出され、伴星に降着するEuの質量を計算し、その量は、もし連星の公転周期が一年であると仮定すると、銀河の化学進化で評価されている一回の超新星爆発あたりに放出されるEu質量の制限と矛盾しない、という結果を得た。
