3 4He → 12C

超新星爆発の分類
I型：スペクトル中に水素線がない。
II型：スペクトル中に水素線がある。
I型は、さらに
Ia型：Siの吸収線あり。
Ib型: Heの吸収線あり。
Ic型：Si, Heも見えない。
と細分化されている。
Ia型は、連星系をなす3Msun~8Msunの星が進化の過程で質量放出によって水素の
外層を失って、中心に残った炭素の白色矮星が爆発的に燃える現象。放出エネル
ギーは約1051erg。私の講義で議論するニュートリノ放出を伴う超新星爆発は重力
崩壊型と呼ばれるものであり、Ib,Ic,II型の超新星爆発に相当する。
星の進化と不安定領域
星の中での元素合成
４個の水素原子核からヘリウム
(4p → 4He+2e++2ne )
太陽の中央程度の温度、密度（107K、150g/cm3）
３個のヘリウムから炭素
(3 4He → 12C)
更に高い温度、密度
（108K、104g/cm3）
炭素から酸素、ネオン、ナトリウム、マグネシウム
(12C +a→16O, 12C+12C → 20Ne, 23Na, 24Mg…)
超高温度、高密度
酸素からケイ素、鉄
16O+16O → Si, Mg, S, Ar, Ca…
Si + Si → Cr, Fe, Ni…..
各燃焼過程の時間と温度
25 Msunのシミュレーション
燃焼過程
時間
温度
H燃焼
106.8 年
6 x 107 K
He燃焼
105.7 年
2.3 x 108 K
C燃焼
103.8 年
9.3 x 108 K
Ne燃焼
1 年
1.7 x 109 K
O燃焼
0.5 年
2.3 x 109 K
Si燃焼
～１日
4.1 x 109 K
爆発直前の星の内部構造
15Msun
4.2
2.5
2.3
1.5
1.33
内側から、
鉄
ケイ素
酸素
炭素
ヘリウム
水素
鉄
ケイ素
酸素
炭素
ヘリウム
水素
中心にある鉄のコアが重力
崩壊し、中性子星やブラック
ホールになる過程が「重力崩
壊型」超新星爆発である。
鉄のコアの崩壊、中性子化
重い星（>~12Msun）は、電子の縮退に達する前に鉄のコアが形成さ
れる。核燃焼はこの段階で終了するので、エネルギーの流出によっ
てコアは収縮し、温度が上がる。
すると
+ g 134He + 4n – 124.4 MeV
4He + g 2p + 2n – 28.4 MeV
56Fe
という吸熱反応が始まり、鉄のコアが崩壊する。
その後、電子捕獲反応
e- + p  ne + n
e- + (A,Z)  ne + (A,Z-1)
によって、コアは中性子化していく。
重力崩壊型超新星の爆発機構
コアを重力崩壊させ、その解放された重力エネルギーで外層を吹き
飛ばす。
重力崩壊
ニュートリノ・ トラッピング
コアのバウンス
C+O
He
H
n
Si
Fe
n
n
超新星爆発
n
n
n
衝撃波が外に伝播
衝撃波がコアで発生
n
中性子星
n
佐藤勝彦先生
n
n
n
n
Supernova simulationの一例
Livermore simulation
T.Totani, K.Sato, H.E.Dalhed and J.R.Wilson, ApJ.496,216(1998)
Supernova simulationの一例
 Sumiyoshi et al. ‘05
 Evolutions can be computed for more than a second
after core bounce.
 The difference originated from EOS is rather minor but
manifests itself more clearly in the late phase.
 No explosion is found for both EOS’s
S.Yamada, EBHU 2006
 spherically symmetric
 fully general relativistic
 Boltzmann transport
 15Msolar model by Woosley
 EOS’s by Lattimer & Swesty and
Shen et al.
 Trajectories
 Shock Radii
Shen EOS
LS EOS
このモデルでは爆発しない。
超新星爆発のモデルはまだ確立していない。
超新星SN1987A
我々の銀河
太陽
大マゼラン星雲
50kpc (１７万光年)
小マゼラン星雲
http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast15jul99_1.htm
ニュートリノの信号：２月２３日１６時３５分３５秒（日本時間）
光による観測
２月２４日１４時３１分 Ian Sheltonが５等級の天体が現れたことを発表
２月２４日10時２６分から３時間の２５ｃｍ望遠鏡を用いた観測で発見。
２月２３日18時22分
まだ、光では輝いていない。
２月２３日19時38分
光で初めて見えた。この時、６等級。
（A.Jones (IAU circular 4340)）
（R.H.McNaught (IAU circular 4316)）
爆発後
超新星SN1987A
爆発前
SN1987Aからのニュートリノを捉えた実験
Kamiokande-II
IMB-III
(2140 ton有感度体積)
(5000 ton有効体積)
20インチ PMTs 1m間隔
（948本）
8インチ PMT+波長変換板 1m間隔
（2048本）
BAKSAN
装置数：３１５０台
全シンチレータ質量：３３０トン
水チェレンコフ実験装置
チェレンコフ光
水中の光の速度 (c/n =
c/1.33）よりも早く粒子が
走る場合にでる光。
頂角q = cos-1(1/nb)
e
q
宇宙線ミューオンの例
低エネルギー事象の例
（超新星ニュートリノ現象
のひとつ）
Neutrino interaction in water
Cross section
Angular distribution
ν＋e－→ν＋ｅ－
νｅ＋ｐ→ｅ++n
νｅ+１６O→e-+１６F
νｅ+１６O→e++１６N
Neutrino
COSqSN
Kamiokande、IMB、Baksanのデータ
Kamiokande-II (11イベント）
IMB-3 (8イベント)
Baksan （５イベント）
最初のイベントの時刻を合わせている。
Raffelt
ニュートリノの平均温度と結合エネルギー
Total Binding Energy
Jegerlehner,
Neubig & Raffelt,
PRD 54 (1996) 1194
95 % CL
Contours
Theory
_
Spectral ne Temperature
Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany
Assume thermal
spectra and
equipartition of
energy between
the six degrees
of freedom
ne, nm, nt and their
antiparticles
Twenty Years After SN 1987A, 23-25 February 2007, Hilton Waikola, Hawaii