重力崩壊型超新星の爆発タイムスケールについて元素合成からの制約
Sawada & Maeda (2019), ApJ, 886, 47 (arxiv.1910.06972)

澤田 涼 , 前田 啓一(Ph.D student-3rd)

京都大学大学院 宇宙物理学教室

(理論)重力崩壊型超新星の爆発メカニズム
標準理論: ニュートリノ駆動モデル
𝑀𝑍𝐴𝑀𝑆 > 8𝑀⊙*unclear：第一原理計算から、爆発エネルギー
𝟏𝟎𝟓𝟏 [erg] を再現出来るか？ (e.g.; Janka 2017)2

(観測) 超新星爆発への“古典的”な理解

3• 計算モデル e.g., Woosley+ 1995
1051 erg の 熱(or運動)エネルギーを与える

爆発的元素合成・輻射輸送計算

爆発モデルの仮定…

爆発的元素合成にかかる時間(~１sec)≫
1051 erg までの成長時間
SN1987A の光度曲線
Arnett+ 1989

∴瞬間的な爆発 [~10ms]で観測を再現できる

“ニュートリノ駆動モデル”についての研究
1051 [erg]を再現出来るか ？

観測量を再現出来るか?

【第一原理計算】【ニュートリノ較正モデル】(e.g. Takiwaki+ 2012, Nakamura+ 2016)(e.g. Woosley+ 1995)[~106 cm]

✓ 中心Feコアのみ計算

4[~1010−12 cm]✓ 中心エンジンを爆発するよう較正（e.g.,ニュートリノ光度）

“ニュートリノ駆動モデル”についての研究
1051 [erg]を再現出来るか ？

観測量を再現出来るか?

【第一原理計算】【ニュートリノ較正モデル】(e.g. Takiwaki+ 2012, Nakamura+ 2016)(e.g. Woosley+ 1995)[~106 cm]

✓ 中心Feコアのみ計算

4[~1010−12 cm]✓ 中心エンジンを爆発するよう較正（e.g.,ニュートリノ光度）

近年の第一原理計算の結果
Suwa et al. 2016

Diagnostic energy [1050 erg]

Nakamura+ 20145

✓ Multi-D / Full-Boltzmann ν-transport / GR-effect ect…

✓ ほとんどのモデルで 1051 erg には到達せず。
ただ，エネルギー成長から外挿すれば 1051 erg に到達しうる(?).

定義：

𝑡grow : 1051erg に到達するまでのタイムスケール

𝑡grow ≳ 1 s
第一原理計算は「遅い」爆発を示唆

“ニュートリノ駆動モデル”についての研究
1051 [erg]を再現出来るか ？

観測量を再現出来るか?

【第一原理計算】【ニュートリノ較正モデル】(e.g. Takiwaki+ 2012, Nakamura+ 2016)(e.g. Woosley+ 1995)[~106 cm]

✓ 中心Feコアのみ計算
1051erg まで成長するタイムケール「遅い」爆発を示唆する結果[𝑡grow ≳ 1s]

6[~1010−12 cm]✓ 中心エンジンを爆発するよう較正（e.g.,ニュートリノ光度）

“ニュートリノ駆動モデル”についての研究
1051 [erg]を再現出来るか ？

観測量を再現出来るか?

【第一原理計算】【ニュートリノ較正モデル】(e.g. Takiwaki+ 2012, Nakamura+ 2016)(e.g. Woosley+ 1995)[~106 cm]

✓ 中心Feコアのみ計算
1051

erg まで成長するタイムケール「遅い」爆発を示唆する結果[𝑡grow ≳ 1s]

6[~1010−12 cm]✓ 中心エンジンを爆発するよう較正（e.g.,ニュートリノ光度）

観測とニュートリノ駆動モデルの紐付け• 1Dニュートリノ較正モデル

7e.g., Sukhbold+ 2016, Perego+ 2015

✓ 広範囲・長時間計算が目的→ 球対称モデル.
✓ 第一原理計算から球対称での爆発再現は特に△.
✓ → ニュートリノ光度/中性子星半径をモデル化・較正.

[結果] 観測量の再現に成功“ニュートリノ駆動モデル”が⇔ 観測的に支持される

Sukhbold+ 2016

ただ…(第一原理計算と比較して)爆発の立ち上がりが「速い」

ሶ ≥ 10 Bethe/s𝐸exp⇒ 𝑡grow ≤ 100[ms]十分な量の56Niは生成可能か？(解析モデル)
Suwa +2018

𝑀 56Ni = 𝑀 𝑇peak > 5.0 × 109 K± 0.03𝑀⊙

1Dニュートリノ
較正モデル
近年の第一原理計算

9

“ニュートリノ駆動モデル”についての研究
1051 [erg]を再現出来るか ？

観測量を再現出来るか?

【第一原理計算】【ニュートリノ較正モデル】(e.g. Takiwaki+ 2012, Nakamura+ 2016)(e.g. Woosley+ 1995)[~106 cm]

8[~1010−12 cm]✓ 中心エンジンを爆発するよう較正✓ 中心Feコアのみ計算（e.g.,ニュートリノ光度）

1051 erg まで成長するタイムケール「遅い」爆発を示唆する結果「速い」爆発をする結果[𝑡grow ≳ 1s][𝑡grow ≤ 100 ms]

本研究: 元素合成とタイムスケールの相関

10motivation

爆発タイムスケール (𝑡grow ) が元素合成に及ぼす影響はあるのか？

simulation

爆発タイムスケールをパラメータに1D流体・元素合成✓ 計算モデル：熱エネルギー𝐸ሶ 𝑖𝑛 を𝑡grow : timescale up to 1051 erg
モデルで仮定するエネルギー成長

原始中性子星表面に注入

𝐸ሶ 𝑖𝑛 =

𝐸final + 𝐸bind𝑡grow✓ パラメータ：•𝑡grow = 10 − 2000 ms.

•

𝐸final = 1.0, 1.5, 2.0 × 1051 ergs

本研究: 元素合成とタイムスケールの相関

10motivation

爆発タイムスケール (𝑡grow ) が元素合成に及ぼす影響はあるのか？

simulation

爆発タイムスケールをパラメータに1D流体・元素合成

𝐸final + 𝐸bindሶ• Energy flux 𝐸𝑖𝑛 =𝑡grow

𝐸final = 1.0, 1.5, 2.0 × 1051 ergs
𝑡grow = 10 − 2000 ms✓ 親星質量：𝑀𝑍𝐴𝑀𝑆 = 15, 20, 25𝑀⊙

✓ 流体計算： based on “bl-code”.

Explosivenucleosynthesis✓ Hydrodynamics : Newtonian✓ EoS : Helmholtz✓ 21-isotope 𝛼-reaction✓ 元素合成計算 (post-process)：
640-isotopes reaction↑
Boundary：Ye<0.48結果：温度分布の時間進化

11✓ 𝑡grow = 10 ms モデル(瞬間爆発)
𝑡grow = 1000 ms モデル(遅い爆発)
共に爆発成功を確認．

✓ 衝撃波はO-layer 3 ≳ 𝑀⊙ を超えると 𝑡grow の情報を失う．

✓ ピーク温度に注目すると…

「遅い爆発モデル」はピーク温度の低下がはやい結果：Analytic modelでの解釈(1)衝撃波背面はradiation dominantで等温，(2)断熱・等速膨張 𝑟shock = 𝑣shock ⋅ 𝑡 , を仮定すると𝐸exp = 𝑎𝑇44𝜋 3×𝑟shock3✓ 爆発が十分瞬間的な場合，Woosley+ 2002

𝐸exp = 1051 erg
を初期条件で与える。

✓ 爆発エネルギーの成長時間を考慮すると， this work
51

10 erg𝐸exp =⋅𝑡𝑡growで時間成長する。

，⇒ 𝑇peak ∝ 𝑡 −3/412

結果：Analytic modelでの解釈(1)衝撃波背面はradiation dominantで等温，(2)断熱・等速膨張 𝑟shock = 𝑣shock ⋅ 𝑡 , を仮定すると𝐸exp = 𝑎𝑇

44𝜋 3×𝑟shock3，⇒ 𝑇peak ∝ 𝑡 −3/4

✓ 爆発が十分瞬間的な場合，
Woosley+ 2002

𝐸exp = 1051 erg
を初期条件で与える。

✓ 爆発エネルギーの成長時間を考慮すると， this work
51

10 erg𝐸exp =⋅𝑡𝑡growで時間成長する。

瞬間爆発での元素合成時間12

結果：Analytic modelでの解釈(1)衝撃波背面はradiation dominantで等温，(2)断熱・等速膨張 𝑟shock = 𝑣shock ⋅ 𝑡 , を仮定すると𝐸exp = 𝑎𝑇4

4𝜋 3×𝑟shock3，⇒ 𝑇peak ∝ 𝑡 −3/4

✓ 爆発が十分瞬間的な場合，
Woosley+ 2002

𝐸exp = 1051 erg
を初期条件で与える。

瞬間爆発での元素合成時間✓ 爆発エネルギーの成長時間を考慮すると， this work
51

10 erg𝐸exp =⋅𝑡𝑡grow

で時間成長する。

「遅い」爆発での元素合成時間12結果：元素組成への影響

13• 元素組成瞬間爆発

𝑡grow = 10 ms• ピーク温度分布“遅い” 爆発𝑡grow = 1000 ms

観測との比較：典型的超新星の56Ni
1.

𝟓𝟔

2.

44

3.
L

𝐍𝐢：超新星の光度曲線を決める同位体

Ti , 57Ni：近傍超新星から観測される放射性同位体

element/Fe ：金属欠乏星での元素組成

𝑴( 𝟓𝟔𝐍𝐢)

𝟎. 𝟎𝟕𝑴⊙ ; 典型的な超新星の𝑴( 𝟓𝟔𝐍𝐢)

中央値(eg., 1987A, 1993J, 2002ap...)ｔ

56

Ni→ 56Co → 56Fe
Hamuy 200314

観測との比較：典型的超新星の56Ni（１）15生成量＝エジェクトされる上限値

𝟎. 𝟎𝟕𝑴⊙ ; 典型的超新星(eg., 1987A, 1993J, 2002ap...)

瞬間爆発“遅い” 爆発“遅い”爆発で 𝑀 56Ni が 減少 → 観測に不利な傾向
consistent with Suwa +2018 (Analytic estimate)観測との比較：典型的超新星の56Ni（２）16𝑡grow = 200 ms• 爆発モデルエネルギーと生成量に相関性
瞬間爆発

“遅い”

“遅い”爆発は 𝑀 56Ni と 𝐸exp の相関が弱い → 観測に不利な傾向（観測）
Hamuy 2003

観測との比較：SN1987Aの44Ti, 57Ni
1.

562.

𝟒𝟒3.

Ni：超新星の光度曲線を決める同位体
𝐓𝐢 , 𝟓𝟕𝐍𝐢：近傍超新星から観測される放射性同位体

element/Fe ：金属欠乏星での元素組成

SN1987Aの後期光度曲線
Seitenzahl+ 201417

観測との比較：SN1987Aの44Ti, 57Ni※

18

note : 今回のモデル≠SN1987A progenitor model
灰色の領域：SN1987Aからの観測値（Seitenzahl+ 2014）

deep mass-cut

瞬間爆発

“遅い”

瞬間爆発

“遅い”

Note: 多次元効果で M(44Ti)が増幅？

“遅い”爆発で 𝑀 56Ni に加え(Nagataki et al. 1998; Maeda & Nomoto 2003).

𝑀 44Ti , 𝑀 57Ni も 減少 → 観測に不利な傾向

観測との比較：金属欠乏星の[element/Fe]
1.

56

2.

44

3.

19

Ni：超新星の光度曲線を決める同位体
Ti , 57Ni：近傍超新星から観測される放射性同位体

𝐞𝐥𝐞𝐦𝐞𝐧𝐭/𝐅𝐞 ：金属欠乏星での元素組成✓ 銀河の化学進化から…
重力崩壊型
重力崩壊型の寄与のみ + 1a型 から寄与

典型的な重力崩壊型超新星＝金属欠乏星の[X/Fe]を再現すべき
Kobayashi + 2006

観測との比較：金属欠乏星の[element/Fe]20

灰色の領域：金属欠乏星からの観測値 (e.g., Cayrel et al. 2004; Honda et al. 2004).

※note : 今回の親星モデル＝太陽金属量の親星モデル✓Mn/Fe ≈ 55Co/ 56Ni

✓Co/Fe ≈59

56

Cu/ Ni

Ye = 𝑛𝑝 / 𝑛𝑝 + 𝑛𝑛

, 55Co と 59Cu は中性子過剰核(∴) Ye 増加↑で，[Mn/Fe] と[Co/Fe] 共に減少傾向↓

Yeのみで調整できない → “遅い”爆発 は 観測に不利な傾向

まとめ.

21

 Motivation：爆発タイムスケール (𝑡grow ) が元素合成に及ぼす影響はあるのか？
𝑡grow : timescale up to 1051 erg⇔ エネルギー成長の“傾き” に対応Please check arxiv.1910.06972

22

Back up slidemass cut：フォールバック質量の取り扱い◆ Fallback効果； ejecta の一部は中心天体に落ちて観測されない.
上限値①

原始中性子星表面より外が全てejectである(`deep ejecta model’).

②ejectaが金属欠乏星の [Ni/Fe] を再現するように(`EMP ratio model').

→[Ni/Fe] ≈ 0.2
Inject 𝐸ሶ exp

image∗ Ni/Fe = log10 Ni/Fe − log10 Ni/Fe ⊙典型的超新星の56NiとZAMS質量
Woosly & Weaver 1995

Fire-ball model から，

𝑟shock = 3.7 × 109 cm−4/3𝐸exp𝑇
5 × 109 K1051 erg

1/3

Sukhbold + 201656Ni,44Ti生成量とニュートリノ駆動モデル
Wongwathanarat+2017

Wongwathanarat+2010

Grefenstette + 2014

[element/Fe]の定義とその他の元素の結果※

note : 今回の親星モデル＝太陽金属量の親星モデル

衝撃波停滞期の収縮の影響

Marek & Janka 2009