重力崩壊型超新星の爆発メカニズム： 核物理と天文数値

重力崩壊型超新星の爆発メカニズム：�
核物理と天文数値シミュレーションの連携�
ν
ν
住吉光介�
沼津工業高等専門学校�
SN1987A
原子核から星まで
•  原子核物理：高温高密度での物質の性質
•  宇宙物理�：超新星の爆発メカニズム
素核宇宙融合レクチャーシリーズ第10回、2014.1.10-11、理研
自己紹介�
•  沼津工業高等専門学校�
•  東京生まれ�
–  5年間一貫（高＋大）�
–  国立の高等教育機関�
–  町田市で育つ�
–  下町の親・祖父母�
•  江戸っ子、職人気質�
•  物理の授業・担任など�
•  研究活動も行っている�
•  沼津・三島に在住�
–  富士山の近く�
沼津高専webより
鮨
鰻
2�
履歴：原子核・計算・天文�
•  1993: 東京都立大学
–  原子核理論出身，博士論文：超新星状態方程式データ
•  1993: KEK理論部
•  1994-1999: 理化学研究所
–  スパコン，�計算科学，�RIビーム加速器施設
•  1996: Max Planck Inst. Astrophys.
–  天文数値シミュレーション
•  2000~ :沼津高専
•  2011: KEK理論部
–  6Dコード開発�
•  専門：宇宙原子核物理学�
(Nuclear Astrophysics)�
•  天文学者ではない�
��
�
�（と思う）�
超新星の爆発メカニズムを解明するには�
•  4つの力（重力・電磁力・強い力・弱い力）全てが関与する�
•  流体力学�
•  ニュートリノ輻射輸送�
•  一般相対論�
•  原子核物理学�
•  素粒子物理学�
•  計算科学�
「星のダイナミクス」と「ミクロ科学」を同時に解明する�
加速器施設
•  グランドチャレンジ問題�
数値計算シミュレーションによる解明�
–  様々な分野の研究者による協力�
–  大規模なスーパーコンピュータ�
が必要
計算科学施設
http://www.rarf.riken.jp
http://jp.fujitsu.com
4�
レクチャーのポイント�
•  なぜ超新星爆発シミュレーションは難しい？�
–  極限物質科学とダイナミクスの競争�
•  状態方程式の観点で見る超新星�
–  どのような極限状態なのか�
–  ダイナミクスへの関わり�
•  核物理が絶妙な役割を果たしている�
–  大規模計算の苦労のうらにあるもの�
–  どんな状況かイメージできるようにしたい�
レクチャーの内容�
•  超新星爆発メカニズムの謎とは？�
–  重い星の最期、重力が爆発エネルギーの源�
•  どんな極限環境で何が起きるのか？�
–  鉄コアから爆発へ：高温高密度、中性子過剰�
•  極限物質の性質を決めるには？�
–  中性子星・超新星：状態方程式の基本�
–  超新星：状態方程式データテーブル�
•  爆発における原子核物理の役割は？�
–  状態方程式とニュートリノ反応の影響�
–  超新星ニュートリノから状態方程式を探る�
•  もっと大規模な計算が必要なのか？�
–  ニュートリノ輻射輸送、計算科学との連携�
超新星爆発とは？�
重い星の進化の最期に起こる大爆発�
超新星爆発：ある日突然、非常に明るい星が現れる�
１９８７年２月２３日に観測された超新星
爆発前
実は、重たい星の進化の最期
(~20Msolar )
爆発後
やがて暗くなり消える
A.K.Mann "Shadow of a Star" (W.H. Freeman and Company, 1997)
出現頻度：年間数百個ほど観測されている
一つの銀河で百年で１〜２回起きる程度
SN 2012A - 2012il
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/bios/deMello/deMello_image.html
http://hubblesite.org
•  観測例：6369個+
- 2012年:246個
- 2013年は227個
SN 2013A – 2013hs
Crab Nebula (SN1054)
http://www.spacetelescope.org/images/opo9919i/
- 今年既に1個
SN 2014A�(1/1)
http://www.sai.msu.su/sn/sncat/
•  このうち、およそ半分が
重力崩壊型超新星
他に、爆燃型超新星など�
SN 1994D
SN 1997D
歴史の中の超新星爆発:古くは２世紀から記述�
中国・日本での記録 かに星雲：1054年に観測された超新星爆発の残骸
客星“Guest Star” 、宋史
明月記、藤原定家
国会図書館
From Gravitation by Misner, Thorn, Wheeler
伊藤直紀「宇宙の時、人間の時」より�
Wikipedia
超新星で残されるもの：中性子星/ブラックホール
かに星雲の中心にはパルサー
中性子星：超高密度の天体
質量： 太陽質量の1.4倍
半径： 10km
密度：　7億t/１cm3=7x1014cm3
中性子星の大きさ
富士山が
隠れるくらい
http://chandra.harvard.edu
http://hubblesite.org
パルサー：規則正しい電波を出す
（例：１秒に３０回）
→　高速回転する中性子星
Sound: http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/
google map
巨大な中性子過剰原子核
A~1057 Z/A~0.1 or Quark?
核物質密度: ρ=3x1014 g/cm3 =0.17 fm-3
超新星で放出されるもの：重元素
高温高密度で、爆発的に重元素合成が行われる
重元素：鉄（原子番号26）以降
作られた元素を放出
X-ray image
http://ccinfo.ims.ac.jp/periodic/indexj.html
金・プラチナ・レアアースなどの起源は
超新星か？
http://periodictable.com
http://chandra.harvard.edu
カシオペアA：�
超新星（~1680年)の残骸�
44Tiの存在を確認
超新星SN1987Aからのニュートリノが観測された�
ニュートリノ検出研究施設：
KAMIOKANDE-II (1983-1996)
水タンク 3000t + 光電子増倍管 1000本
SuperKamiokande
岐阜県神岡鉱山
~1016 個のニュートリノがタンクを通過
12秒間に11個が検出された
平均エネルギー: Eν ~10 MeV
全エネルギー: ~1053 erg
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/
2002年ノーベル物理学賞�
ニュートリノ天文学の始まり
http://nobelprize.org
超新星現象での爆発エネルギー�
放出されるエネルギーのスケール　• 
放射エネルギー:�
– 
• 
爆発エネルギー:�
– 
• 
光度: 1041 ~ 1042 erg/s
�Erad~1049 erg
�Ekin~1051 erg
物質放出の運動エネルギー
ニュートリノエネルギー:�Eν~1053 erg
– 
Hans Bethe
SN1987Aニュートリノ検出データ�
http://www.nobelprize.org
1967年ノーベル物理学賞
星でのエネルギー生成
1[B]＝1051 [erg]
太陽が45億年燃える間に放出するエネルギー: ~1051 erg
–  太陽の放射光度： 4x1033 erg/s�
原子力発電所の年間発電量: ~1023 erg
–  原子炉1基の出力： ~106 kW =109 J/s =1016 erg/s
1[J]＝107 [erg]
輪廻転生�
元素�
星の死�
星の誕生�
星の進化�
超新星爆発の役割�
•  高密度天体の起源�
–  中性子星・ブラックホールが生まれる�
•  元素の起源�
–  重元素を作り、次の星の材料となる�
•  エネルギー源�
–  物質を放出、混ぜ合わせる、宇宙線加速�
•  星の誕生の引き金�
–  衝撃波により物質分布に影響、銀河の進化�
超新星爆発へ至る道筋�
星の重力エネルギーの解放�
星の進化と最期：重力エネルギーの解放��
•  太陽: 1Msun �（寿命100億年）�
(1Msun=2x1030 kg)
–  重力により物質が集まり、高温高密度に�
–  核融合反応が起こる�→�エネルギー源�
–  星を支える圧力、光り輝く�
�
4つの陽子 → ヘリウム原子核＋エネルギー
•  大質量星：~20Msun
�（寿命1千万年）�
–  より高温高密度、核融合反応が次々と起こる�
–  燃料が尽きて潰れてしまう�→�重力崩壊へ�
–  超新星爆発、中性子星/ブラックホール誕生�
原子核の安定性�
Binding energy per nucleon
•  束縛エネルギー
���一核子辺り
•  最も安定なのは
56Fe
B/A=8.6 MeV
56Fe
•  星の進化（核燃焼）
は 56Feまで�
Mass Number
大質量星の晩年には、鉄コアができる�
H
He
H
星の進化
初期
C/O
He
H
・・・
Si
C
He
H
Fe
SiC
He
H
晩年
星の中心で、温度・密度が上がり、核融合反応が進む
H → 4He → 12C → 16O → 20Ne → 24Mg → … → 56Ni/56Fe
•  タマネギ構造の中心に鉄コア�
–  原子核の中で鉄(56Fe)が一番安定�
•  もう核融合反応が起きない（燃料切れ）�
•  どんどん鉄が溜まり重くなり → 限界質量に達する�
•  星を支える圧力が足りない → 重力により潰れはじめる�
重力崩壊�
重力崩壊型超新星爆発
~20Msun
重力崩壊
鉄のコア　Fe
core
ν
� ρc ~1010 g/cm3
� ρc ~1012 g/cm3
Tc ~1 MeV
Yec ~0.42 電子捕獲
反応
ν-閉込め
Tc ~2 MeV
Yec ~0.34
ν反応
ν
ν ν
超新星ν
ν
1000 km
ν
コアバウンス
爆発
� ρc ~3x1014 g/cm3
ν
Tc ~5 MeV
Yec ~0.31
中性
NS
子星
ν
ν ν
Shockwave
�衝撃波�
�
ρc ~4x1014 g/cm3
Tc ~10 MeV
Yec ~0.31
元素合成�
km
~ 10
中性子星
T~0 MeV, Ye<0.1
時系列 大質量星から中性子星まで�
~107 years
•  中心のFeコア ~20Msun 星の進化モデル
•  重力崩壊，�バウンス，�爆発
~1 second
ここが難問題
ν
~20 seconds
超新星シミュレーション
•  原始中性子星誕生・冷却
–  超新星ニュートリノ
中性子星の進化
•  中性子星の冷却
~103 years
http://chandra.harvard.edu/photo/
–  Photons
Mann "Shadow of a Star" 始まりは鉄コア：重力崩壊に至る直前�
太陽質量の10倍以上の星
星のたまねぎ構造
寿命１千万年
•  星の進化モデルによる結果を用いる�
–  モデル依存性：核反応率，対流�
•  中心の鉄コアが主な役割�
Fe
Si
O, Ne, Mg
C, O
He
H
コア＝中心部分
–  外層部分は爆発後の元素合成で重要となる�
•  質量 ~1.4Msun,半径 ~104 km�
–  チャンドラセカール限界質量�
–  電子の縮退圧で支えられている�
層状に元素が溜まっている
•  星の質量・古さ(金属量)などによる違いがありうる�
�
–  どれでも爆発するのか、中性子星�or ブラックホール？�
鉄コアから爆発へ：ダイナミクス概観�
大まかなシナリオ�
鉄コアがつぶれる�
�↓�
中心がはね返る�
�↓�
衝撃波が発生�
�↓�
爆発へ�
�
約1秒ほどの出来事�
（少し昔の）数値シミュレーションの例
３００キロ
Adam Burrows (1995)
色は温度に対応する
（赤: 熱い、青：冷たい）
爆発メカニズム：鉄コアの重力崩壊�
•  鉄コアが潰れだして、密度・温度が上昇�
（１）�
（２）
内部コア
鉄コア
重力崩壊開始
鉄コア
半径6000キロ
中心の 密度 1010 g/cm3
温度 1010 K
爆発メカニズム：中心がバウンス�
•  はね返り、衝撃波が発生 →�爆発へ�
（３）
鉄コア
衝撃波 （４）
鉄コア
原始中性子星
内部コア
コアバウンス
中心の 密度 5x1014 g/cm3
温度 1012 K
これ以上圧縮できない、固い核物質
半径20キロ
原始中性子星の誕生
→　超新星爆発へ
爆発のエネルギーはどこから？
•  鉄コアから中性子星へ圧縮 (Mcore~1.4Msolar)
–  RFe~5x103 km
→ RNS~20 km
•  重力エネルギーの解放により得られる
ΔE Grav
$ GM 2 GM 2 '
53
= −&
−
) ~ 10 erg
RNS (
% RFe
100[B]
爆発には十分なエネルギーに思えるが
€
•  爆発エネルギー: Eexp ~ 1051 erg
1[B]
•  ニュートリノエネルギー: Eν ~ 1053 erg
99[B]
実は、ほとんどがニュートリノ放出に消費されてしまう
爆発メカニズム：鉄コアの重力崩壊�
•  鉄コアが潰れだして、密度・温度が上昇�
（１）�
ν
（２）
鉄コア
内部コア
鉄コア
ν
ν
中心で
ニュートリノ発生
ν
重力崩壊開始
ν
ν ν
ν ν
νν ν
ν
半径6000キロ
中心の 密度 1010 g/cm3
温度 1010 K
ニュートリノ閉込め
→密度100倍 密度が高すぎて
ニュートリノは脱出できず
中心に溜まり始める
爆発メカニズム：中心がバウンス�
•  はね返り、衝撃波が発生 →�爆発へ�
（３）
（４）
鉄コア
ν
ν
ν
ν
鉄コア
原始中性子星
νν
ννν
ν ν
ννν
ννν
ν ν
ννν
ν
コアバウンス
超新星爆発
中心に大量のニュートリノ
超新星ニュートリノとなる
徐々に放出される
約20秒ほど続く
２０世紀末ころの爆発メカニズム分類
Prompt Explosion�
– 
– 
衝撃波が無事に�
�鉄コア表面に到達�
流体力学的に爆発�
• 
τdyn ~ 10 msec�
IF 鉄のコアが小さい
状態方程式が柔らかい�
• 
1000km
8
10
radius [cm]
• 
9
10
7
10
6
10
5
10
0.0
0.2
0.4
0.6
time
time [sec]
Sumiyoshi ‘01
10ms
Shock position (radius-time)
Delayed Explosion�
– 
– 
衝撃波は数100kmで�
�失速�
ν-加熱により復活？�
• 
1000km
ν-heating
τdyn ~ 100~1000 msec�
IF ν加熱が十分
100ms
time
Woosley ‘94
ニュートリノが爆発の鍵を握っている�
•  重力エネルギーの変換�
–  圧縮 → 熱エネルギー → ニュートリノ発生�
–  その約1%が爆発エネルギー�
•  放出ニュートリノの一部が使われる�
–  物質に吸収されて加熱に寄与、衝撃波を後押し�
衝撃波
中心部に
ニュートリノ
加熱
一部を吸収
どれくらい
ニュートリノが作られる？
中心に溜まっているか？
放出される量は？
途中で吸収されるのか？
ν
超新星ニュートリノ
ニュートリノ加熱によるディレイド爆発�
半径�
Bethe-Wilson (1985)
衝撃波の位置
爆発へ
103km
重元素合成
R-process
ν-heating
原始中性子星
Proto-neutron star
~300ms
伝説の爆発計算 (J. Wilson)�
コアバウンス後
の時刻�
長い時間スケールを計算 �
�〜1秒間�
Figure From H. Suzuki