Abstract進化の末に超新星となる大質量星の進化モデルのテンプレートを作成した。その計算においては、実験等で新たに得られた吸収係数や核反応率などの物理量を改良した進化計算コードを使用した(山岡・野本)。新しく改良された吸収係数を用いて、白色矮星表面上の大気のモデルを計算した。それに基づき、Ia型超新星にいたる新しい道筋を提案した(蜂巣・野本)。おける化学進化モデルを構築し、それをもってIa型超新星となる連星の寿命がおよそ15億年であるという結論を得た。この結果により、Ia型超新星の親星と連星系を組む相手の星の同定が可能となり、相手星の質量範囲が決定された(吉井・野本)。楕円銀河をとりまく熱いガスから出るX線の熱源・元素供給源である超新星の生成率を求めるプロジェクトに着手した(山岡)。II型超新星爆発の際、飛び散ったガスの一部はリバースショック等によって引き戻され、新しく生まれたコンパクト天体に降りつもる過程を計算した。ブラックホールの場合、降着ガスは光子を飲み込んだまま降着する(嶺重)。レーザー核融合爆縮時のレーリー・テーラー不安定性の成長率を実験的に詳しく調べ、解析を進めた。加えて、レーザーを用いた実験室天文学の可能性を探った。実験のデザインを行った(高部)。