超新星爆発のメカニズムを探る	 
住吉光介�
沼津工業高等専門学校教養科�

K. Sumiyoshi 	

http://hubblesite.org	

• 星の最期に起こる天体現象	

• 極限状況下での物質・ニュートリノ�

2013. 6. 20 	

1�

自己紹介�
• 東京生まれ�• 東京都立大学・学位�
– KEK・理研・ドイツMPA�• 沼津・三島に来て14年�
– 静岡県は住みやすい�• 沼津工業高等専門学校�
– 5年間一貫（高＋大）�
– 国立の高等教育機関�

• 物理の授業・担任など�
• 研究活動も行っている�• 専門：宇宙原子核物理学�
(Nuclear Astrophysics)�

• 天文学者ではない����

沼津高専webより	�（と思う）�
2�

話の内容�
• 超新星爆発とは何か？�
– 重い星の最期に起こる天体現象�
– ニュートリノが重要な鍵を握る�

• 爆発メカニズム解明への道のり�– 素粒子・原子核から星まで�

– スーパーコンピュータによる研究�3�

超新星爆発：ある日突然、非常に明るい星が現れる�実は、重たい星の進化の最期	

爆発前	

やがて暗くなり消える	

爆発後	

１９８７年２月２３日に観測された超新星 → のちに日本人のノーベル賞	
A.K.Mann "Shadow of a Star" (W.H. Freeman and Company, 1997)	

4�

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	
古くは185年、中国書物の記録「客星」	

• 観測例：6249個	

• 昨年は246個	

SN 2012A - 2012il	

• 今年既に110個	

SN 2013df�(6/7)	

http://hubblesite.org		

かに星雲：	

1054年に観測された超新星爆発の残骸	

藤原定家	

明月記にも	

• 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�

国会図書館, wikipedia	

http://www.sai.msu.su/sn/sncat/のデータによる	5�

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： 	約10キロ	

密度： 7億トン/１立方センチ	(cc=cm3)	

原子核が溶けた中性子ガス塊	

太陽質量が	静岡市に集中	

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	

中性子星の大きさ	
google map	6�

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 	

7�

超新星で放出されるもの：ニュートリノ�
爆発時に大量のニュートリノが発生	
１９８７年の超新星ニュートリノ検出 → ２００２年ノーベル物理学賞	
ν	SN1987A	
１１個	ニュートリノ検出施設	

岐阜県神岡	現 SuperKamiokande	

次の超新星では	400~10000個を検出できる	

浜松フォトニクスの光技術	
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/	

ニュートリノ：素粒子の一つ	

電子の仲間、電荷を持たない	

ほとんど相互作用しない	
8�

超新星爆発のエネルギー�
莫大なエネルギーが放出される 	
爆発エネルギー:•–�

ハンス・ベーテ	�1[ベーテ]	

物質放出の運動エネルギー	

1[ベーテ]＝1044 [ジュール]	

太陽が100億年で放出するエネルギーに匹敵�

http://www.nobelprize.org	

1967年ノーベル物理学賞	

星でのエネルギー生成	

- 太陽の光度： 4x1026 [ワット]- 原子炉一基の出力： 10億[ワット]=109 [ワット]	

•ニュートリノエネルギー:–

�100[ベーテ]	

超新星ニュートリノ検出データ�
9�

重い星の最期に起こる天体現象�
太陽質量の10倍以上の星	

星の構造：層状に元素が溜まる	

寿命１千万年	

• 密度・温度が高い�
– 核融合反応が進む�

Fe	

Si	
O, Ne, Mg	
C, O	He	
H	

• 星の中心に鉄コアができる�
– 原子核: 鉄(56Fe)が一番安定�
コア＝中心部分	

• 鉄コアがさらに重くなる→ 重力でつぶれ始める�– 中心では核融合反応は起きない（燃料切れ）�
核融合反応の系列：	

H → 4He → 12C → 16O → 20Ne → 24Mg → 28Si →… → 56Ni/56Fe	
10�（少し昔の）数値シミュレーションの例�
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�

３００キロ	

Adam Burrows (1995)	

色は温度に対応する（赤: 熱い、青：冷たい）	

約1秒ほどの出来事�
11�

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 １万トン/cc	

温度 100億度	
12�

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 ５億トン/cc	

温度 1000億度	
これ以上圧縮できないほど、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	
13�

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�– 半径6000キロから10キロへ�• 重力エネルギーが生み出す：100[ベーテ]�
• 爆発には十分なエネルギーに思える�
•

爆発エネルギー:–•

�

物質放出の運動エネルギー	

ニュートリノエネルギー:–

�1[ベーテ]	

�99[ベーテ]	

超新星ニュートリノ検出データ�

実は、ほとんどがニュートリノ放出に消費されてしまう	

14�

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�– 物質に吸収されると、加熱に寄与�
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？	

衝撃波	

中心部に	ニュートリノ	
加熱に寄与	

超新星ニュートリノ	15�ニュートリノとは？�

炭素原子	
原子核＋電子	ν（ギリシャ文字ニュー）	

• 電子の仲間：素粒子の一つ�

原子核（陽子＋中性子）		  e-­‐	  	– クォーク・レプトン�

• 電荷を持たない：中性�
• ほとんど反応をしない�– 我々の体・地球も通り抜ける�-­‐	  		  	  	  νe 	
原子核のベータ崩壊�-­‐	  	14C	  →	  14N	  +	  e-­‐	  +	  	  νe	

• 弱い相互作用�
例1：原子核崩壊（炭素14）�
例2：陽子と中性子の変換�+	  e-­‐	  +	  	  ν-­‐	  e		
中性子	

陽子	

中性子のベータ崩壊	
16�

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	
ν	
ν	 ν	
ν	

半径6000キロ	

中心の	 密度 １万トン/cc	

温度 100億度	

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	17�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	ν	ν	ν	ν	ν	ν	 ν	ν	ν	ν	ν	ν	ν	ν	 ν	ν	ν	ν	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	
18�

前半のまとめ�• 超新星爆発とは何か？�
– 重い星の最期に起こる天体現象�
• 鉄コアが重力崩壊、はね返って爆発に至る�

– ニュートリノが重要な鍵を握る�
• ニュートリノ閉込め、大量に放出される�

– 爆発は再現できるのか？�
• 実は(3)バウンスから(4)爆発へ至るのが難しい�

• 爆発メカニズム解明への道のり�– 素粒子・原子核から星まで�
– スーパーコンピュータによる研究�
19�

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	

20�原子核物理学：高温高密度における物質�
• どんな存在形態なのか、エネルギー・圧力は？�
– 密度: �
�1015 g/cm3�
– 温度: �
�1012 K�– 中性子割合： �0.9�

炭素原子核	

• 地上では達成できない領域：�
– 実験データから理論的に予測する�

• ヒント：原子核の内部�

核物質密度:�3x1014 g/cm3�

12C 13C 14C 15C 16C 17C 18C 19C 20C 21C 22C	
自然界に存在	中性子	割合	 0.5	→ 人工的に作り出して実験	

0.6	

存在限界	

0.7	0.73	

なるべく中性子が多い同位体を調べる�→ →�21�

超新星物質の状態方程式データテーブル�• 広い範囲の密度・温度・組成での物質の状態を予測�– 密度: ��105 ~ 1015 g/cm3�
– 温度: ��0 ~ 1012 K�
– 中性子割合： �0.5 ~ 1�

理化学研究所	

RIビームファクトリー	• 原子核実験データ＋核子多体理論�
– 不安定核ビーム実験施設�

http://www.rarf.riken.jp	

• 原子核データとしてシミュレーションに組み込む�– エネルギー、圧力、組成（陽子，中性子,原子核,電子など）�
– データを公開、世界標準に�
申・土岐・親松・住吉(1998, 2011)	

http://user.numazu-ct.ac.jp/~sumi/eos	22�超新星物質でのニュートリノ反応データ�
• ニュートリノが物質と相互作用する反応率すべて�
放出	

吸収	e-	ν	ν	
陽子	e-	ν	

中性子	対生成/消滅	 ν	散乱	

ν	中性子		  ν	-­‐	  	e-	e+	

• 実験データは僅か → 理論的に予測�– ニュートリノビーム実験は難しい（ほとんど反応しない）�

• ニュートリノデータとしてシミュレーションに組み込む�– 散乱：どれくらい閉込めるか、吸収：物質を加熱�
• 例：中心密度1012 g/cm3 の頃、�
平均自由行程: 300m (ニュートリノ-原子核散乱)�
23�

数値シミュレーションによる解明�

古くは	1966年から	

• スーパーコンピュータの発展と共に�– ニュートリノ輻射流体計算：近似から厳密へ�
– ニュートリノ・核物理データ：より高い信頼度へ�– 空間次元：球対称から多次元へ������新事実が明らかになっていく�
2000年頃	

１次元: 球対称	

図形：Wikipediaより	

2005年以降	

２次元：軸対称	

2D, 3D超新星: 滝脇氏	ごく最近	

３次元：対称性仮定無し	

24�

数値シミュレーションの結果�
• 球対称では爆発しない�– 第一原理計算（輻射流体）�
２０００年頃〜	

衝撃波	の伝搬	

鉄コア外層	

νν ν滝脇氏提供	

50 → 6000km	

• 衝撃波が鉄コアの途中で停まってしまう�
- 外層が降り積もる �- 鉄を分解する��エネルギー損失�
初期エネルギーを使い果たす	
25�

爆発を起こすには？：ニュートリノ加熱�
• ニュートリノの一部が��陽子・中性子に吸収される�
• 衝撃波の後ろを温める��外向きに押し出す�� �→�衝撃波の復活へ�

コアバウンス後の様子	

加熱	• ニュートリノの放出・吸収�• 標的量・加熱時間に依存�
エネルギー獲得	νe + n → e- + p, 	

νe + p → e+ + n

鉄コア表面	

ν	ν	ν	

最終的に１[ベーテ]になるのか？	 原始中性子星	

衝撃波	~200km	

26�

爆発を起こすには？：多次元な効果が助ける�• 対流、上下非対称�
�→加熱効率、加熱時間↑�• →加熱時間�

固武、諏訪氏提供	

27�

軸対称計算では爆発の例が多く見られる�ドイツ	（２００９）	

日本	

滝脇氏提供	

Janka	

アメリカ	

（２００６）	

• ただし、軸対称の仮定は強すぎる�• 爆発エネルギー不足（0.1ベーテ）�Burrows	
• ニュートリノ輻射輸送は近似�
世界のグループが競争	
28�

ニュートリノ輻射輸送計算：残された課題�
• 星内部からニュートリノが出てくるまで、伝搬・反応を計算する�– νの空間分布、エネルギー分布、角度分布のすべて	
鉄コア�

自由に伝搬�
散乱しない�

• 重要な所は非平衡状態	

- 熱平衡・化学平衡なら簡単	

ν	衝撃波�

• ボルツマン方程式を解く	

1 ∂fν  
1 ' δfν *+ n ⋅ ∇fν = ) ,c ∂tc ( δt + collision加熱�• 空間３＋運動量３：６次元問題

拡散�

ν	

十分に反応/散乱�

ν	ν	

ν	
ν	
ν	

段々散乱しなくなる�

←高温/高密度�€• 計算量が膨大すぎる• これまでは近似計算だった

低温/低密度→	29�

6次元空間でニュートリノ輻射輸送計算�
• 世界で初めて計算を実現した�
ニュートリノの発生・伝搬	

住吉・山田 (2012)	

3次元物質分布におけるν輻射を記述	

旧近似計算（放射状のみ）	

最新6D計算（斜めにも飛ぶ）	

ニュートリノ密度（赤：高密度）と流束（矢印）	

超新星コア, バウンス後0.2s	

次世代スーパーコンピュータが必要�
KEK SR16000	 K-computer	

http://jp.fujitsu.com	

30�

3次元超新星爆発シミュレーション�
• 世界初の3Dニュートリノ輻射流体計算�
– 京コンピュータによる最新の結果�
- �爆発している！！�
�まだエネルギー不足�
0.3ベーテ��もっと重い星の場合は？�

太陽質量11倍の星	

滝脇知也（国立天文台）氏による	31�

全体のまとめ�• 超新星爆発とは何か？�
– 重い星の最期に起こる天体現象�
• 鉄コアが重力崩壊、はね返って爆発に至る�

– ニュートリノが重要な鍵を握る�
• ニュートリノ閉込め、大量に放出される�

• 爆発メカニズム解明への道のり�– 素粒子・原子核から星まで�

• 地球では到達できない極限環境�

– スーパーコンピュータによる研究�• 丸くない形状で爆発に至る�

より大規模な計算、系統的な研究が必要�
32�

将来の夢�
• 6次元ボルツマン輻射流体によるフル3D計算�
– 爆発メカニズムを確定 �– 爆発エネルギーを決める�
– 様々な星による違い
�– ニュートリノ・核物理�– 重元素合成の現場��– ブラックホール形成
��第一原理�
�長時間�
�系統性�
�信頼性�
�高解像度�
�一般相対論�• エクサスケール・スーパーコンピュータ�– 京コンピュータの100倍規模

�（2020年頃）�

• 自然科学・計算技術の発展へ�
HPCI戦略プログラム分野５	

課題3：超新星とブラックホール	33�