ニュートリノ輻射流体シミュレーションによる連星中性子星合体
関口 雄一郎（基礎物理学研究所）
with 木内建太, 久徳浩太郎, 柴田大, 西村信哉, 和南城伸也

一般相対論的ニュートリノ輻射流体計算(関口,木内)







2

HPCI戦略プログラム分野5課題報告会

2013/10/23

連星中性子星の合体










(Robert et al. 2010; Wanajo et al. 2011)

rapid neutron capture (R)
3

HPCI戦略プログラム分野5課題報告会

2013/10/23

計算コードの概要アインシュタイン方程式: Puncture-BSSN/Z4c formalism

一般相対論的輻射流体輻射移流項の計算 : Truncated Moment scheme (Shibata et al. 2011; Thorne 1981)
状態方程式 : 有限温度核物質状態方程式 + 低密度での Timmes EOS への拡張 gray or multi-energy but advection in energy-space is not included Fully covariant and relativistic M-1 closure

ソース項の計算 : two options


陰的解法 : Bruenn’s prescription w.o. 電子散乱, pair processes

陽的解法 : 京でのシミュレーションに採用

E-captures: thermal unblocking, weak magnetism; NSE rateIso-energy scattering : recoil, Coulomb, finite sizeElectron scattering in an approximate mannerE±annihilation, plasmon decay, bremsstrahlung
Diffusion rate (Rosswog & Liebendoerfer 2004)

4超新星 modelling 業界の minimum setup

レプトン数保存の計算

チューニング状況：実行効率
輻射流体ソルバ： 実行効率14% ⇒ 21% (if分岐の徹底的縮減、FermiDirac 積分計算のアルゴリズム変更、メモリアクセスチューニング
（throughput 37~40GB/s; cf. 京での実測値46GB/s）)

Closureソルバ： 実行効率 11.5% ⇒ 23% (if分岐の縮減・人力unroll) 光学的深さソルバ： 実行効率 2.5% ⇒ 7.5% (if分岐の徹底的縮減)
 状態方程式テーブルサーチ： 1%程度の向上 (探査アルゴリズムの改良)25

2013年12月
2014年2月

20
151050

全実行効率 9.7% を達成 (3456 core)チューニング状況：所要時間
輻射流体ソルバ： 所要時間 43%縮減
 Closureソルバ： 所要時間 45%縮減
 光学的深さソルバ： 所要時間 9.5%縮減
 状態方程式テーブルサーチ： 一部に大きな(35%)改善 状態方程式テーブルサーチと光学的深さの計算が律速 光学的深さの計算を Runge-Kutta 法の奇数段のみ ⇒ 計算量半分
 状態方程式ソルバは現仕様のまま（ call NITADORI）
90
2013年12月 2014年2月
80706050403020100

連星中性子星の合体










(Robert et al. 2010; Wanajo et al. 2011)

rapid neutron capture (R)
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HPCI戦略プログラム分野5課題報告会

2013/10/23

重元素(鉄族より重い)の起源


Pagel (1997)

3rd peakPlatinum
Gold

N=126

2nd peak

N=82

N=50

Z=N=28

1st peak中性子捕獲反応(Z,N+1) ⇒ (Z+1,N) + e + νen + (Z,N) ⇒ (Z,N+1)

中性子捕獲versus

β崩壊n n 
中性子捕獲反応が速い(r-process)

β崩壊が速い(s-process)large neutron densities
 Can synthesize all heavy nuclei
ZNZ
N-1

moderate neutron densities does not synthesize all heavy nuclei
 terminates at Pb, BiZ+1
N

Z+1
N+1Z
N

ZN+1

宇宙の錬金術 : recipe to cook gold

Neutron capture : packing neutrons
into ‘seed’ nuclei n + (Z,N) ⇒ (Z,N+1)


Low electron(proton) fractionYe

充分な数の中性子の存在

Higher entropy per baryon (爆発現象)
(中性子数)/(種原子核数) 大 が必要
A(gold) – A (seed) ~ 100種原子核の生成を抑制

Short expansion time (爆発現象)
種原子核の生成を抑制

What is the melting pot for r-process ?


超新星爆発 : (Burbidge et al. 1957)

theoretically disfavored

ニュートリノ加熱機構ではニュートリノを充分に吸収する必要があるが、その場合には低Ye環境を保てない（c.f. 滝脇くんの発表）

連星中性子星の合体 : (Lattimer & Schramm 1974)


Recently accumulates a wide interest

Kilo-nova/Macro-nova/r-process-nova

実際に r-process 元素の崩壊熱起源と思しき天体現象(Li & Paczynski
1998)が short γ線バースト GRB130603B に付随して発見される！
⇒short γ線バーストは連星中性子星合体起源の可能性⇒重力波の電磁波対応天体として重要！
 Tanvir et al. (2013); Berger et al. (2013); Kasen e al. (2013); Tanaka &Hotokezaka (2013); Hotokezaka et al. (2013)

Kilo-nova/Macro-nova/r-process-nova

実際に r-process 元素の崩壊熱起源と思しき天体現象(Li & Paczynski
1998)が short γ線バースト GRB130603B に付随して発見される！
⇒short γ線バーストは連星中性子星合体起源の可能性⇒重力波の電磁波対応天体として重要！
 Tanvir et al. (2013); Berger et al. (2013); Kasen e al. (2013); Tanaka &Hotokezaka (2013); Hotokezaka et al. (2013)

連星中性子星の合体と r-process 元素合成
Mass ejection from BNS merger : two components
β⇒



low Yex-zanimation byHotokezaka15(YeYe ↑)x-z

質量放出の状態方程式(EOS)依存性

Shen EOS: ‘硬いEOS’

中性子星半径：大潮汐破壊成分 dominant
冷たい中性子星物質dominant

M NS[ M solar ]Steiner

Shen

Steiner EOS: ‘柔らかい’

中性子星半径：小

潮汐成分 less dominant

合体時高速、強い圧縮

衝撃波加熱成分
dominant

観測・理論モデルとコンシステントなEOS
16RNS[km]質量放出物質の温度

Steiner EOS: 衝撃波加熱
高温
Steiner

Shen EOS: 潮汐破壊
低温

Shenx-zx-y𝒏 + 𝒆+ → 𝒑 + 𝝂Higher T : more e+
due to Shock heating
more positron capture

Lower T : less e+
Mass ejection mainly
driven by tidal effects

Steiner EOS では高温のため陽電子捕獲が進むSteiner EOS では陽電子捕獲反応によって Ye (Yp) が上昇する
Steiner

Shenx-zx-y𝒏 + 𝒆+ → 𝒑 + 𝝂Higher T : more e+higher Ye region :less neutron rich

Lower T : less e+
smaller Ye < 0.25 :very neutron rich

Steiner EOS では高温のため陽電子捕獲が進む

陽電子捕獲の結果 Steiner EOS では高い反電子ニュートリノ光度
Steiner

Shenx-zx-y𝒏 + 𝒆+ → 𝒑 + 𝝂Higher T : more e+lager 𝝂 emissivity

lower T : less e+smaller 𝝂 emissivity

Steiner EOS では高温のため陽電子捕獲が進む

陽電子捕獲の結果 Steiner EOS では高い反電子ニュートリノ光度
Steiner

Shenx-zx-y𝒏 + 𝒆+ → 𝒑 + 𝝂Higher T : more e+lager 𝝂 emissivity

lower T : less e+smaller 𝝂 emissivity

連星中性子星は重元素の起源か？
ejecta

Steiner EOS :Shen EOS : Ye

Steinerr-process:Ye

ShenGoriely et al. (2011) ApJL 738 3221

まとめ




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HPCI戦略プログラム分野5課題報告会

2013/10/23

2014年度の計画
 大規模計算の実行、収束性の確認





R過程元素合成の’universality’調べる


観測によると、R過程元素合成は「各イベントが太陽組成とほぼ同じ組成パターンを作り出すべき」

連星パラメータ依存性を調べる

1stpeak2ndpeak

3rdpeaks-process / r-process pathr-processs-processs-process / r-process path

Z : even (more stable)

N : even (more stable)

beta decay

the r-process cite の示す ‘Universality’

太陽組成は異なる
組成パターンの重ね合わせの結果ではな
く、各 r-process event
が universal に太陽組成に近いことを示唆Shock velocity @ 300 km (1000km/s)

Importance of GR

van Riper (1988) ApJ 326 235

e.g., Kolehamainen et al. (1985)
NPA 439 535

Incompressibility K(sym) (MeV)