VzVr1 5 E 5130 E 5130 2 M

爆発の流体計算 非球対称 Vz/Vr=1. 5 E 51=30 球対称 E 51=30 2 M 最終的な 中心コア質量 2 M 6. 8 s 12 s 1. 2 s 28 s 3. 4 s 0. 8 s 6. 0 s 23 s 9 M 10 M 非球対称 Vz/Vr=1. 5 E 51=5 ジェット状 E 51=10 17 s 90 s 1. 6 s 17 s 4. 0 s 1. 0 s 5. 3 s 10 s

超新星(後期)観測のプロポーザル (Subaru) • S 04 AB – Hypernovae/SNe Ib/c, 初期－後期 • Spectropolarimetry (FOCAS), Kawabata, K. , et al. – SNe Ib/c, 後期観測 • Spectoroscopy (FOCAS), Deng, J. , et al. – SNe Ia, 後期観測 • NIR Spectroscopy (CISCO), Nomoto, K. , et al.

元素組成パターンの特徴 • (少なくとも定性的には) Umeda&Nomoto(2003)で提案されている Mixing & Fallbackと同様の効果。 – Mixing & Fallbackを実現する過程として提案 (Maeda & Nomoto 2003)。 Aspherical Explosion (Maeda & Nomoto, 2003) Zn, Co Mixing & Fallback (Umeda & Nomoto, 2003) Zn, Co Mn, Cr Mg, O

もっと直接的には NS/BH + normal star Binaryを視る！ GRO J 1655 -40: Israelian et al. 1999 BH (~5 M) + F IV/III (~2 M) Fe, Zn SN O, Mg • サンプルは依然として少な い(主にIsraelian et al. )。 – V 4641 Sgr (BH+B III; Orosz et al. 2001) – A 0620 -00 (BH+K V; Gonzalez Hernandez et al. 2004) モデル：Podsiadlowski et al. 2000 • 観測例はすべて[ /Fe]が 大きい。