2014/10/28 DTA symposium
コンパクト天体の活動性と磁気的性質
＠NAOJ

超新星のニュートリノ爆発と磁気爆発

Tomoya Takiwaki(RIKEN)
1

Most luminous object in Universe

Supernova 1987A in the Large
Magellanic Cloud (1987 Oct)
D_LMC=48.8kpc=12 k ly
2

Supernovae(10pc)M=-18
1 billion of Sun（4.8）
Milkyway（M=-20.5）1/10
Duration 100day

星の一生と最期の大爆発

3

実は、ここでどうして爆発するのかはっきりわかってない！

星の一生と最期の大爆発

4

実はいろんな爆発をするが、どんな親星がどんな風に爆発するのか分かってない（重力崩壊型）超新星爆発
 およそ１０太陽質量以上の星が進化のはてに起こす爆発現象
 爆発の後には中性子星かブラックホール（コンパクト天体）が生成される。
 爆発メカニズムの詳細は不明だが、ニュートリノが関与する説と磁場が関与する説がある
爆発メカニズムは、コンパクトオブジェクトの生成とその活動性（流体的、輻射的運動）に強く依っている。
5

プラン
起：超新星とは何か、問題
承：ニュートリノ加熱機構の詳細
転：それ以外の爆発メカニズム
結：まとめと他の研究とのつながり
6

星の進化と重力不安定
10^11>30M_s, BH>10M_s, NS

鉄の分解

10^10

核力
中心温度[K]

Si

対生成

10^9O>8M_s, NS
C

10^8

熱圧

電子捕獲
電子縮退圧

10^710^4710^8
中心密度[g/cm^3]

10^1210^16

原子核と束縛エネルギー
←元素合成
n,pHe
COSiFe, Ni

光分解→
元素合成：質量数が増加、束縛エネルギー増加
エネルギー解放
光分解：質量数が減少、エネルギー吸収

爆発メカニズムの議論には、これに加えて中性子星付近の運動を解明する必要がある

9

ProblemEntropy

Supernovae shock in simulation
tends to stall anddoes NOT explode.
Long-lasting Problem ~1980.
In 2000-2005, state-of-the-art
simulations with detailed
neutrino transport confirm that!
(Liebendoerfer+2001, Rampp+2002,Thompson+2003 and Sumiyoshi+2005)10

Why does SN in real world explode?
Why does SN in sim. fail to explode?

プラン
起：超新星とは何か、問題
承：ニュートリノ加熱機構の詳細
転：それ以外の爆発メカニズム
結：まとめと他の研究とのつながり
11Basic setup
Density

Velocity
Radius[km]Entropy(~T^3/ρ)
12

Radius[km]Radius[km](1) Gravitational Collapse(2) Core-bounce by nuclearforce(3) Shock propagation andstalling

Key aspects of Neutrino Mechanism
Radial Velocity
Postshockedn,pPressure

Shock
PreshockedFeRam Pressure

RadiusEntropy~T^3/ρ
ProtoNeutronStar
13

Fe=>n, p

Heated by cooled by photoneutrino dissociation

When the shock is stalling,
Pressure inside and rampressure out side balances.

RHS is determined by stellarstructure(density profile).
LHS is determined by twoingredients.
(1) Photo-dissociation(2) Neutrino HeatingNeutrino Heating Mechanism-Cooling term

-Heating term

外側ではヒーティングが優勢！
そこをゲイン領域と呼ぶ。

Janka 01

Accretion VS Luminosity
Murphy & Burrows 2008
1D

理想的質量降着率＜光度＝＞成功

光度

質量降着率＞光度＝＞失敗

2D

質量降着率

超新星爆発の中心エンジンで大事なこと(1)ニュートリノ光度<=原始中性子の物理(2)質量降着率＜＝親星の構造(3)ゲイン領域の多次元の影響、流体不安定性

From 1D to 3D

3D
1D

2 month times 16,000 cores areused in K computer

16

Most distinct development is shift from 1D to 3D(or 2D)!
We succeed to make a few explosion model!
Takiwaki+2012,2014

Key aspects of Neutrino Mechanism
Entropy~T^3/ρconvectiveEnergy transport

Fe=>n, pProto
NeutronStar

Heated byneutrinocooled byphotodissociation

Negative entropy gradientleads Rayleigh-Taylor
instability(Cold heavy matter is put over
Hot light matter)
Rayleigh-Taylor convection
transfer energy outward.

Radius17

Cooler than
the initialstate but νheat is active

Hotter than
the initialstateShape of the explosion？
Many hotbubble isobserved.
That isevidence ofstrongconvection.
18

Toward making convincing modelMulti-D model is very delicate that depends on input
physics and methods strongly!
Explode2D models for multiple progenitors
 Bruenn+12：all explode Mueller+13：almost all explode Dolence+14：not explode Nakamura+14：all explode Suwa +14：half of them explode2D Hanke in prep: almost all explode3D models for multiple progenitors Hanke in prep：not explode(3model)
 Takiwaki in prep：half of them explode(failed in heavier progenitor)

3D

Range of error(method and input)

1D

Not explodeIt’s urgent to brush up the numerical and physical methods.

プラン
起：超新星とは何か、問題
承：ニュートリノ加熱機構の詳細
転：それ以外の爆発メカニズム
自転と磁場結：まとめと他の研究とのつながり
20

Two class of CC SNe
Magnetic Mechanism
Magnetic Fields
Rotation

Neutrino Mechanism
Rotationmagnetar
BHpulsar
21

MassMass重力崩壊時のエネルギー比
質量、角運動量、磁束保存

重力回転磁場のエネルギー22

Rotation(ρ-<ρ>)/<ρ>(P-<P>)/<P>

300km

23

Rotational energy(T)/gravitational energy(W)reach some criteria => Spiral mode arises
In the rigid ball: 14%
In SNe case: ~ 6% (Called low-T/W instability)Rotation

24

Spiral wave transfer the energy to the outer region.
Finally explosion is found!

Rotation
Strongexpansion isfound atequatorial
plane25(see also Nakamura+14 and Iwakami+14)

Rotation rate before the collapse

Our model of rapid rotation
Magnetic Fields

親星の進化計算で磁場をいれると、回転速度は非常に下がる。
超新星コアは速く自転してはいけない。

Compare these 11 models

議論：
この磁場の入れ方には不定性がある。
中性子星の観測を説明するために、現象論的にいれている。

Ott+ 2006

もし、角運動量を捨てるプロセスがあれば、速く回っていてもよい。

ニュートリノ＋磁場
磁気回転不安定性で対流安定な場所でも乱流的になる。
それがニュートリノ光度が上がったり、加熱に効くかもしれない。

高解像度計算が必要
すぐに完全な計算はできない
徐々に調べるConvective Effects Energy transport bythermal convection

Entropy~T^3/ρ

Heated byneutrino

Fe=>n, pcooled byphotodissociation

Energy transport by
Rotation andMagnetic field

ProtoNeutronStar~20km

Ye~0.128~200km
Radius~100km
Ye~0.529プラン
起：超新星とは何か、問題
承：ニュートリノ加熱機構の詳細
転：それ以外の爆発メカニズム
自転と磁場結：まとめと他の研究とのつながり
30

Magneto-driven Explosion
700km

Jet & wound magnetic line
(entropy contour)
31• 磁場をねじって強力なバネを極付近に作る。.
• バネが外側の圧力を跳ね返して爆発！
sn2006aj:
jet状の爆発をして中性子星を残している(ことが測光から示唆)。
磁気爆発か？

Winding Effects
Entropy~T^3/ρ

Heated byneutrino

Amplification ofmagneticpressure

ProtoNeutronStar~20km

Ye~0.1
32

Fe=>n, pcooled byphotodissociation~200kmRadius~100km
Ye~0.5降着に抑えられた爆発
様々な圧力

磁気圧
強回転モデル

軽いコア基本モデル
コラプスでは上がらずコラプス後降着による圧力の巻き込みで磁気圧があがる
弱磁場モデル時間
33

重力崩壊

爆発の時間差が生じている

R-process

Nishimura+ in prep

爆発の仕方によってできるr-processエレメントも異なる。
34

磁場モデルの問題点
 初期磁場はＯＫ？
 ３次元だとジェットが弱くなる？
 ジェットのあとニュートリノで爆発するのか？
基本的なシナリオにも不定性あり。

35

Moesta+ 2014

プラン
起：超新星とは何か、問題
承：ニュートリノ加熱機構の詳細
転：それ以外の爆発メカニズム
結：まとめと他の研究とのつながり
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From Supernovae to Neutron star
Suwa 2014

爆発モデルの原始中性子星から、クラストができるまでの冷却、収縮過程を追うことができるようになった！
３次元の自転・磁場分布を追うのは不可能だが、何らかの示唆は提供可能？

Summary ニュートリノ加熱メカニズム＝＞成功まであと一歩＝＞手法の更新
 自転＝＞赤道方向に爆発＝＞初期自転は？
 磁場＝＞極方向に爆発＝＞３次元、ニュートリノ？
 中性子星への長時間計算
熱進化はＯＫ、自転磁場はもう一歩38