高エネルギー天体物理の基礎
固武慶（国立天文台 理論研究部)
素核宇宙融合レクチャーシリーズ
2011年6月8-9日 東大本郷

概論
全体のオーバービュー（10分）

素粒子・原子核・宇宙の融合へ向けて

代表：青木慎也（筑波大）

2010年3/15「次世代スパコンで迫る物質と宇宙の起源と構造」プレゼンファイルより

“現実的な”ウロボロスの図
宇宙誕生
ビッグバン

分子雲

（137億±2億年）

原始星の誕生（宇宙誕生から二億年以上後）原始星

ブラックホール

生命の誕生、
進化

パルサー

太陽系の誕生
４６億年前

超新星爆発

星は輪廻転生を繰り返し、
赤色巨星
白色矮星
銀河、宇宙も共進化している。

主系列星

宇宙物理学の重大未解決問題：キーワード
http://www2.yukawa.kyoto-u.ac.jp/~tap2010/rironkon10.html

第２３回理論懇シンポジウム「林忠四郎先生と天文学・宇宙物理学」
2010年12月20日（月）－22日（水）林 忠四郎先生（1920.7/25 ～2010.2/28）

パートI：林先生の業績と思い出
林忠四郎先生と元素合成理論
林忠四郎先生と星の進化
林忠四郎先生と原始星形成論
林忠四郎先生と太陽系形成論：佐藤 文隆：杉本 大一郎：中野 武宣：観山 正見高エネルギー宇宙物理学
太陽系・惑星形成論
原始星・星間物質理論
初代天体・銀河形成論
数値相対論
ビッグバン宇宙論
インフレーション宇宙論
専用計算機
超新星爆発理論
ダークマターと構造形成：井岡 邦仁：井田 茂：犬塚 修一郎：梅村 雅之：柴田 大：杉山 直：田中 貴浩：牧野 淳一郎：山田 章一：吉田 直紀宇宙物理学の重大未解決問題：キーワード
http://www2.yukawa.kyoto-u.ac.jp/~tap2010/rironkon10.html

第２３回理論懇シンポジウム「林忠四郎先生と天文学・宇宙物理学」
2010年12月20日（月）－22日（水）Inflation・ビッグバン理論

星形成理論

星・惑星形成高エネルギー天体現象

林 忠四郎先生（1920.7/25 ～2010.2/28）

爆発天体理論

星進化理論

“より現実的な”ウロボロスの図のスケール

8 kpc(地球から銀河中心まで）

50 kpc = 50x10^3x3.1x10^{18}cm
天文単位

これまで肉眼で見えた超新星(1pc = 3.26光年）
赤方偏移

1pc=3.08568×1018 cm

“より現実的な”ウロボロスの図のスケール

超新星爆発~1013cm(親星）
Weber (astro-ph/0407155)
8 kpc(地球から銀河中心まで）✓「現実的」：簡単という意味ではありません
50 kpc =50x103x3.1x1018 cm~1022cm✓ クオークから天体爆発現象まで30桁以上の壮大なスケール
これまで肉眼で見えた超新星
天文単位✓ 観測が日進月歩に進む（マルチメッセンジャー天文学）
中性子星10 cm(1pc = 3.26光年）
中性子星は自然の実験場✓ 自然界の４つの力が登場。
-強い力(核力⇒爆発天体の爆発の強さを決める）
赤方偏移
核子（中性子・陽子）-弱い力（原子核・ニュートリノ反応⇒メカニズムを決める)-電磁気力（⇒中性子星の進化を決める）-重力（⇒爆発天体のエネルギー源を決める、一般相対論）「物理のワンダーランド！」
1987A
からＮＳ
は未確認

6

Ishii, Aoki & Hatsuda,
PRL 99 (2007)私の担当部のゴール・骨組み
重力波天文学

ニュートリノ天文学
４つの力を含むシミュレーションの高精度化：
一般相対論的ニュートリノ輻射輸送計算
理論（国立天文台ＴＡＭＡ，LIGO(米）など）（東大宇宙線研：
SuperKamiokande)

高密度天体核・爆発現象のメカニズム
三位一体の理論研究

次世代スパコン：
Advance in supercomputer

観
測
予
言

フ
ィ
ー
ド
バ
ッ
ク

マイクロ物理の精緻化：
状態方程式
原子核・ニュートリノ反応

多波長天文学Ｘ線、γ線、可視（MAXI・Suzaku・Astro-H,Swift,Subaru,Widge)目次✓第１回目 高エネルギー天体物理の基礎「星の進化、超新星爆発の標準理論」✓第２回目 シミュレーション研究最前線「爆発天体現象のエンジンは解明されたか？」✓第３回目 ニュートリノ輻射流体数値計算法「如何にダイナミクスをsimulateするか？」✓第４回目 マルチメッセンジャー天文学に向けて（重力波・ニュートリノ・多波長電磁波観測）「天体物理・素核物理へのフィードバック」

第１回✓星の進化、超新星爆発の標準理論

星の進化は生まれたときの質量で決まっている。
（正確にいえば、誕生時の金属量、自転、磁場にも依存している）
中学資料集より✓どれくらいのタイムスケール、mass scale ?
✓白色矮星、超新星を起こすブランチに注目する（天文:WD,NS,BHをまとめてコンパクトオブジェクト）

大質量星の辿る最終運命
Heger et al. 03, ApJ

本レクチャー

中性子星形成太陽金属量

フォールバック・ブラックホール形成

金属
量

直接ブラックホール形成

９25星の質量(太陽質量:2x1033 gram）

星の進化計算に基づく中心密度・温度の進化（ρーT plane)

炭素燃焼

(K)

ヘリウム燃焼

水素燃焼

太陽質量で
規格化

(g/cm3)✓軽い星は白色矮星、重い星はρT planeを上昇する

Step0：大質量星進化：オーダー評価
星は核融合反応と重力収縮の競合で進化して、その進化を決めているのは、星の質量。

質量Ｍ

R


構造を考えない一様密度ガス

質量保存
静水圧平衡

状態方程式
P,Rを消去。

M一定ならば、温度は密度の1/3 乗に比例する。

Step0：重い星の進化のオーダー評価
星は、核融合反応と重力収縮の競合で進化して、その進化を決めているのは、星の質量。

一方、エントロピーは(ボルツマンガス）

R



SSp29
(2.3.34)

S一定ならば、温度は、密度の3/2 乗に比例する。

構造を考えない一様密度ガス

M一定ならば、温度は、密度の1/3 乗に比例する。

Step0：重い星の進化
Phase Diagram

電子の縮退圧が効き始める。

M 大
S 大
炭素燃焼

S 小

ρ3/2

(K)

ヘリウム燃焼ρ1/3

P~GM2/ R4 を代入

原子核反応
1/3

ρ

水素燃焼

進化の方向
M 小 （後述のように電子のＥＯＳ：γ＝4/3)

M大

ならば

(g/cm3)
S 大(チャンドラセカール質量）S.Chandra-sekharStep0：重い星の進化
Phase Diagram

電子の縮退圧が効き始める。

M 大
S 大
炭素燃焼
Phase Diagramρ3/2 chM＞M(K)

ヘリウム燃焼

原子核反応
1/3

ρ

水素燃焼

S 小

ρ1/3

P~GM2/ R4 を代入

M＜Mch
進化の方向
M 小 （後述のように電子のＥＯＳ：γ＝4/3)

M大

ならば

白色矮星(g/cm3)
S (White大Dwarf）に(チャンドラセカール質量）S.Chandra-sekhar星の状態方程式(1)
縮退している
縮退していない（B)（A) 縮退している電子が相対論になる臨界密度

を使って、

（A)
（B) 熱的な（縮退していない）電子が佐藤文隆「宇宙物理学」より

相対論的になる臨界温度9星の状態方程式(2)
どのパスを選ぶかは、
Woosley & Heger (2002)星の質量に依存する。

今、

まとめ

内部エネルギーとの関係
（非縮退）

（縮退）

（非相対論的）（相対論的）

重力崩壊直前の星の構造

（続）星の進化
Heger et al. (2002)

鉄

Mass Loss（質量放出）
during Helium burning

典型的な進化時間(Woosley&Heger 2002)

（続）星の進化

Presupernova
star
Heger et al. (2002)

鉄

Mass Loss（質量放出）
during Helium burning

Binding energy✓ Star has an onion like structure.
✓ Iron is the final product of thedifferent burning processes.

A

典型的な進化時間(Woosley&Heger 2002)

まとめ：大質量星の辿る最終運命
Heger et al. 03, ApJ

本レクチャー

中性子星形成太陽金属量

フォールバック・ブラックホール形成

金属
量

直接ブラックホール形成

925星の質量(太陽質量:2x1033 gram）

まとめ：大質量星の辿る最終運命
Heger et al. 03, ApJ

本レクチャー

中性子星形成Phase Diagram
M＞Mch

太陽金属量

金
属
量

フォールバック・ブラックホール形成
M＜Mch

質
量
放
出
大

直接ブラックホール形成

白色矮星(WhiteDwarf）に925星の質量(太陽質量:2x1033 gram）

Remark:星の進化モデルの不定性✓対流、自転、磁場など多次元の効果を１次元で扱っている！
ただし、混合距離理論(mixing length theory)、
拡散係数は線形理論で構成。
（non-linear, turbulent processでの妥当性？）

O
Burning shells
S~107g/cmiFe~109.5K
core~0.4M

燃焼核における対流✓最近は多次元の進化モデルが可能になりつつある。

Meakin & Arnett (07,10) ApJ

Si, O, Ne核燃焼 ・ただし数値計算で追える時間は現状では600秒程度

ダイナミカルタイムスケール~109 cm/108 cm/s(音速）= 10 sec<<星の進化のタイムスケール> 1 week(Si燃焼）
・３Ｄ計算が必要！（更に大変）
３Ｄ（左）２Ｄ（右）の比較 Meakin & Arnett (07)ただしＯ層だけRemark:星の進化モデルの不定性✓ニュートリノの役割（これまで述べてこなかった）✓ニュートリノ反応不定性
原子核への電子捕獲率

ヘリウム燃焼以降の主冷却源は、
ニュートリノ対生成(Itoh et al. 1996, ApJS, 102, 441)

反
応
率

電子捕獲
Electron Captureがdominate

Woosley & Heger (02)ＷＷ：
古い電子捕獲率（二回目に詳述）
LMP:
SMMC
それぞれの燃焼核で放出される熱と
ニュートリノ冷却がバランスしながら進化（shell model
Mote Carlo計算）による新しい反応率⇒爆発メカニズムに非常に重要

鉄
コ
ア
の
質
量

第一回目のゴール：超新星爆発の標準シナリオ
鉄コアの重力崩壊開始core
collapse

ニュートリノトラッピングtrapping

コア・バウンス
core bounce

C+O
He

H



Si
Fe












R☆~1013 cm

超新星爆発
SN
explosion

衝撃波の失速shock propagationin coreshock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬



NS







重力

Step 1 重力崩壊開始(1/3)

Chandrasekhar mass から半径のスケールを導出

圧力（勾配）＝縮退圧＋熱を代入。

鉄コアの半径のオーダー

鉄コア
中性子星（Neutron Star)半径のオーダー
NSの中心密度は典型的に

T ~ 1 MeV(1010 Ｋ)

gravity

Step 1 重力崩壊開始(2/3)
１.電子捕獲反応∇・(Pressure):degenerate + thermal

電子のFermi Energy∴ density

Iron core

Electroncapture２．鉄の光分解
吸熱反応

T ~ 1 MeV

（１，２)が引き金となり、崩壊が開始する

Step 1 重力崩壊開始(3/3)
重力崩壊開始を流体力学で記述すると・・・
動的に重力収縮するガス球を考える

平衡の位置r0 からδｒ変位させる。

結局、Ｅ.Ｏ.Ｍは以下のようになる。

星の中で一般にだからの場合、摂動は成長。
状態方程式(Equation of State: EOS）の断熱指数の定義

運動方程式のLinear perturbationの関係式

を使って（物理的には、収縮して密度が高くなって重力が強くなってもそれに見合うだけ
圧力が上がらないので収縮をせきとめられない）

絶対ゼロ度のＥＯＳ

Negative due to electroncapture !

有限温度のＥＯＳ

吸熱反応でエントロピーが失われるのでマイナス

Step 1 重力崩壊開始(3/3)
重力崩壊開始を流体力学で記述すると・・・
動的に重力収縮するガス球を考える

結局、Ｅ.Ｏ.Ｍは以下のようになる。

流体力学で言うと、状態方程式のインデックスが4/3より小さくなって重力収縮が始まる
平衡の位置r0 からδｒ変位させる。

星の中で一般にだからの場合、摂動は成長。
状態方程式(Equation of State: EOS）の断熱指数の定義

運動方程式のLinear perturbationの関係式

を使って（物理的には、収縮して密度が高くなって重力が強くなってもそれに見合うだけ
圧力が上がらないので収縮をせきとめられない）

絶対ゼロ度のＥＯＳ

Negative due to electroncapture !

有限温度のＥＯＳ

吸熱反応でエントロピーが失われるのでマイナス

第一回目のゴール：超新星爆発の標準シナリオ
鉄コアの重力崩壊開始core
collapse

ニュートリノトラッピングtrapping

コア・バウンス
core bounce

C+O
He

H



Si
Fe




R☆~1013 cm



崩壊初期の
ニュートリノはコアから脱出可能

超新星爆発
SN
explosion

衝撃波の失速shock propagationin coreshock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬



NS







Step 2 Neutrino Trapping (1)(Weinberg)

ニュートリノ(Salam)Weak interacting particle（中性で非常に軽いspin1/2の粒子）

参考：＜＜
豆知識：超新星のコアでは、
Z
μ、τを作るほどエネルギーが高くならない。第２、３世代のBremsstrahlung
ニュートリノをまとめてν
x(制動放射）
散乱（Ｎ：核子、（Ａ、Ｚ）：原子核 と呼ぶ。

超新星コアにおける代表的なニュートリノ反応
Neutrino 吸収, 放出ペア反応

Step 2 Neutrino Trapping (2)
重力崩壊中なぜ原子核・ニュートリノのコヒーレント散乱が大切?
Z

ニュートリノのwavelength2

nuclei

Incident neutrino
Cross section of coherent scattering
is proportion to A2, thus important2

nucleon（p or n)

1/3

Neutrino trapping が起こる条件(1/3)

K. Sato (1975)

Neutrino がコアにトラップされるかどうか調べるためには、二つのtimescale を比べればよい。
コアの落下時間

Coherent 散乱によるdiffusion timescale

Neutrino Sphere
半径Ｒの球を出るまで散乱される回数（酔歩）

鉄コア

それに要する時間

1/3

Coherent散乱の平均自由行程: λ ＝１/（数密度＊断面積）(mean free path だけ進んだら一回散乱する）

Neutrino trapping が起こる条件(1/3)

K. Sato (1975)

Neutrino がコアにトラップされるかどうか調べるためには、二つのtimescale を比べればよい。
コアの落下時間

Coherent 散乱によるdiffusion timescale

Neutrino Sphere
半径Ｒの球を出るまで散乱される回数（酔歩）
それに要する時間

鉄コア

1/3
Coherent散乱の平均自由行程β平衡下の平均ニュートリノenergy=
ニュートリノトラッピング密度：この密度の面をneutrino sphereと呼ぶ。

Neutrino trapping が起こる条件(2/3)

Free escaping region

Neutrino Sphere

Neutrino sphereの出現
Diffusion region

鉄コア✓正確には、ニュートリノ球の位置はエネルギーに依存する。

∵エネルギーの低いニュートリノ半径の小さいところ（密度が高いところ）じゃないと、よく散乱されない（opaqueにならない）

Neutrino trapping のpositive feedback(3/3)

ニュートリノの閉じ込めが起こる

Neutron dripを抑制できる

β 平衡
電
子
の
ケ
ミ
カ
ル
ポ
テ
ン
シ
ャ
ル

neutronＰrotonMn – Mp =1.3Mev

Neutrino trapping のpositive feedback(3/3)

ニュートリノの閉じ込めが起こる

Neutron dripを抑制できる
Rampp & Janka (2002)
1D フルボルツマン輻射
輸送計算

ニュートリノトラッピング

β 平衡
電
子
の
ケ
ミ
カ
ル
ポ
テ
ン
シ
ャ
ル

neutronＰrotonMn – Mp =1.3Mev

第一回目のゴール：超新星爆発の標準シナリオ
鉄コアの重力崩壊開始core
collapse

ニュートリノトラッピングtrapping

コア・バウンス
core bounce

C+O
He

H



Si
Fe




R☆~1013 cm



崩壊初期の
ニュートリノはコアから脱出可能
超新星爆発
SN
explosion

ニュートリノはコアに閉じ込められ始める

衝撃波の失速shock propagationin coreshock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬



NS







第一回目のゴール：超新星爆発の標準シナリオ
鉄コアの重力崩壊開始core
collapse

ニュートリノトラッピングtrapping

He

H



Si
Fe




R☆~1013 cm

崩壊初期の
ニュートリノはコアから脱出可能
超新星爆発
SN
explosion

Effective nuclear potential

C+O

コア・バウンス
core bounce
fm=10^{-13}cm

Repulsive core of nuc.forces
Inter-nucleon distance

ニュートリノはコアに閉じ込められ始める

stiffens
shock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬

attractive

衝撃波の失速shock propagationin core



NS







(e.g., Shapiro & Teukolsky 1983)

バウンス付近の物理 （1/2）
核密度状態方程式の硬化

一般相対論により重力が強くなるセンス
なので、不安定化する

数値シミュレーションで得られた断熱指数の時間変化の例

Inner
Core
亜音速

Outer
Core

安定化！

超音速
遷音速点（sonic point)(この図は中心密度が1013 g/cc)

Kotake et al. 2004 (PRD)バウンス付近の物理 （2/2）
鉄コア質量 = 1.4 Ms

Inner core
~ 0.7 Ms
(unshocked
core)✓The initial shock position is given ~Mass outside
the inner core

✓ During the shock-passage in the iron core, the kinetic energyof the shock gets small due to the photo-dissociation at✓ Larger Ye leads to more massive inner core ⇒ Good for explosions.
To accurately determine the electron cap. rates is crucial!!
✓ バウンスショックは鉄の光分解（吸熱）、衝撃波背面のニュートリノ冷却で失速

小まとめ：超新星爆発の標準シナリオ
鉄コアのニュートリノ✓SN
simulations over these
20 years show that
重力崩壊開始トラッピングcore
collapsetrapping
コア・バウンス
core bounce

bounce shock always stall because the kinetic energy
ofC+O
the shock is deprived by the photo-dissociation of Fe nuclei.
He
Si “prompt” hydrodynamic→
Directexplosion fails.

H✓The Febounce shock turns into the standing accretion shock.
✓The supernova problem is how to revive the stalled shock into
explosion!
R☆~10 cm
13

超新星爆発
SN
explosion

衝撃波の失速shock propagationin coreshock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬



NS







Standing
Accretion shock（停滞衝撃波）

コアバウンス付近に登場する原子核物理の重要性✓原子核パスタ✓核密度状態方程式

Nuclear Pasta （原子核パスタ）
Watanabe and Sonoda (レビュー）cond-mat/0512020✓原子核は一般に球状⇒表面エネルギーを最小にするような形状✓超新星コアのような
超高密度状態(～1014 g/cm3)では、原子核内部のクーロン エネルギー(∝1/r)が無視できなくなる。
✓原子核パスタ：核密度以下（0.1- 0.90）で「原子核」が変形する現象
meat ballspaghetti

lasagna

なぜパスタが出来るの？

✓長距離のクーロン力（斥力）→これがないと大きな１つの塊に。
✓中距離の引力（核力）「孔原子核」 →これがないと一様分布になるだけ✓短距離の斥力（核力の芯）「原子核」

Swiss cheesemacaroni

密度 ↗
K. Oyamatsu, Nucl. Phys. A561, 431 (1993)

Nuclear Pasta （原子核パスタ）
Effective nuclear potential

fm=10^{-13}cm

Watanabe and Sonoda (レビュー）cond-mat/0512020✓原子核は一般に球状⇒表面エネルギーを最小にするような形状
Repulsive core of nuc. forces

Inter-nucleon distance✓超新星コアのような
attractive
超高密度状態(～1014 g/cm3)では、原子核内部のクーロン エネルギー(∝1/r)が無視できなくなる。
✓原子核パスタ：核密度以下（0.1- 0.90）で「原子核」が変形する現象(e.g., Shapiro & Teukolsky 1983)
meat ballspaghetti

lasagna

なぜパスタが出来るの？

✓長距離のクーロン力（斥力）1983 Ravenhall, Pethick→これがないと大きな１つの塊に。
& Wilson（ 液滴模型）✓中距離の引力（核力）「孔原子核」 →これがないと一様分布になるだけ✓短距離の斥力（核力の芯）「原子核」

Swiss cheesemacaroni

密度 ↗
K. Oyamatsu, Nucl. Phys. A561, 431 (1993)

超新星コアにおける原子核パスタ
Sonoda et al., Phys. Rev. C 77, 035806 (2008)

ＱＭＤ計算

ミートボールラザニア

反ミートボール
反応断面積

スパゲテイ

一様核物質

G. Watanebe et al. (2003)

ニュートリノ-一核子散乱断面積

形状因子✓高エネルギーニュートリノ断面積が大きくなる(爆発に良いセンス）
低エネルギー側はダウン（悪いセンス）高エネ側にシフト

黒: パスタ相青: 球の原子核のみ

超新星用の核密度状態方程式について✓状態方程式は
高密度天体の爆発機構の理解に不可欠✓Equation of state
depends on threevariables（密度、温度、組成）✓広い領域、幅広い物性

電
子
が
相
対
論
的
に

電
子
捕
獲
反
応
開
始

中
性
子
の
漏
れ
出
し

鉄コア
Arnett & Bowers, 1987, ApJ

Tens of Nuclear Equations of State…….

From Arnett & Bowers, (1987)

超新星の業界で使われる“現実的(polytropeでない)”状態方程式
・ 10年ぐらい前まで、一つの状態方程式しかなかった。
（Lattimer & Swesty’91)

状態方程式のincompressibility

K = 180,220,315 MeV

K = 281 MeV （硬）・ 日本の原子核グループの努力により、国産の状態方程式が(Shen et al ’98)
手に入るようになった。

e.g., Glendenning 「Compact Stars」 Springer
Relativistic mean field theory 入門 土岐博さんの講義ノートをベースにしている。
http://www.rcnp.osaka-u.ac.jp/~hosaka/lecture/mokuji.pdf

σ-ωモデルによる核力ＥＯＳのモデル化
spinparity Isospin

オイラーラグランジュ方程式から✓基底状態の原子核 isospin 0✓擬スカラー(pi,eta)はomit (for simplicity)

平均場近似

σ, ω

核子
（n,p)

N

N 核子

（n,p)

結合乗数
が分かっているならば、自己無撞着に場が求められる。
結合エネルギーの飽和性から、
結合乗数

が決まり、
σ ω モデルは閉じる。

e.g., Glendenning 「Compact Stars」 Springer
Relativistic mean field theory 入門 土岐博さんの講義ノートをベースにしている。
http://www.rcnp.osaka-u.ac.jp/~hosaka/lecture/mokuji.pdf

σ-ωモデルによる核力ＥＯＳのモデル化
spinparity Isospin✓基底状態の原子核 isospin 0✓擬スカラー(pi,eta)はomit (for simplicity)

平均場近似

σ, ω

因みに、Ｓ-Matrixの非相対論極限を取ると、

核子
シグマ・オメガ（n,p) N

Effective potential

オイラーラグランジュ方程式から

核力ポテンシャル
separation

結合乗数が分かっているならば、自己無撞着に場が求められる。
モデルは、核力

N 核子

結合エネルギーの飽和性から、

ポテンシャルの最も単純なトイモデル
（n,p)

結合乗数

が決まり、
σ ω モデルは閉じる。

超新星で使われている核密度ＥＯＳ
Shen et al. (98)Field equations

Shen EOSによる中性子星の最大質量

不安定dM/dρ c ∝ Γ s - 4/3

中心密度

Lattimer & Swesty (K=180MeV)の場合

Shen EOSで採用しているパラメータセット
Kiuchi & Kotake
MNRAS (2008)

中性子星の質量の観測2010年 ２太陽質量の中性子星発見（Shapir delay の初観測)
Demorest et al. Nature; Volume: 467,; Pages: 1081–1083

精度よく決まっているのは1.4 Msun の中性子星
From Lattimer & Prakash astro-ph/0612440

Mns

中性子星の質量の観測2010年 ２太陽質量の中性子星発見（Shapir delay の初観測)
Demorest et al. Nature; Volume: 467,; Pages: 1081–1083

精度よく決まっているのは1.4 Msun の中性子星
From Lattimer & Prakash astro-ph/0612440

Mns

パスタを茹でながら、核密度を超えて、如何に爆発するか？
鉄コアの重力崩壊開始core
collapse

ニュートリノトラッピングtrapping

コア・バウンス
core bounce

C+O
He

H



Si
Fe












R☆~1013 cm

超新星爆発
SN
explosion

衝撃波の失速shock propagationin coreshock in envelope星の外層部への衝撃波の伝搬



NS







Standing
Accretion shock（停滞衝撃波）

ニュートリノ加熱メカニズム✓Best-studied and most promising way to produce SN explosions.
✓Discovered in the 1D numerical simulation by Bethe & Wilson ’85.
鉄Surface of iron core

(Wilson ’82)

Shock
Neutrino
sphereNeutrino heating
原子中性子星ニュートリノ加熱機構のオーダー評価（1/2）
heatingHeating domintated（ゲイン領域：物質がニュートリノによってエネルギーをゲインできるから）
cooling

Cooing domintated
ニュートリノ球

衝撃波の背面は鉄が光分解されておりp, nに分解されている

原子中性子星(Proto-NeutronStar)~200km

半径Ｒでのニュートリノ加熱率(erg/s cm2) 入射フラックス
x cm2：的の面積x(ターゲット粒子）

with T~1/R

失速衝撃波

Heating ratecooling rate

~ 100 km (Gain Raius)
Cooling rate ~ R^{-6}
Heating rate ~ R^{-2}

10 km

Stellar radiusニュートリノ加熱機構のオーダー評価（2/2）(中性子が毎秒暖められる量は?)半径Ｒでのニュートリノ加熱率

heatingHeating-dominatedGain radius

Stalled shock

Cooling-dominatedcooling(erg/s cm2) 入射フラックス
x cm2：的の面積x(ターゲット粒子）

PNS

Sumiyoshi et al.
2005~200kmニュートリノ冷却率

全加熱率（加熱ー冷却）

一方、中性子の重力束縛エネルギーは

using

つまり１/4秒ぐらいニュートリノを吸い続ければ、爆発しそうである。
(実際はニュートリノ冷却が同時に起こっているので、もっと遅く爆発する）

超新星観測のまとめ(1/2)✓年間500個以上発見(2006年557個、2007年584個）
familiar な天体現象✓ 距離> 10 Mpc.
SN1987A-点源✓ 観測の大部分は可視光（分光・測光）✓超新星の分類：スペクトルライン✓重力崩壊型超新星爆発(type II, Ib, Ic)✓白色矮星の核爆発(type Ia)

前田啓一さん（ＩＰＭＵ）

イメージ図

爆発前の天体未同定
56Niの生成量⇒ CO core のＷＤにCompanion
から質量降着super-Chandrasekahr(不安定）⇒ 中心部の炭素が暴走的核燃焼

超新星観測のまとめ(2/2)✓超新星の分類：スペクトルライン

より詳細な超新星の分類

Plateau:Ｈ層が厚い

星周物質を持つ

Smartt et al. (2010)

重力崩壊型超新星の数分布

爆発エネルギー・親星の関係 Nomoto et al. (2003)

標準的超新星(Supernova)
Type II

極超新星(Hypernova)
親星：type Ib, Ic
第４回目「ガンマ線バーストとの関連」

ニュートリノ加熱メカニズムのエネルギー収支
観測される典型的な超新星の爆発エネルギー：

爆発時に開放されるエネルギー = 中性子星の重力エネルギー

エネルギーの運び手はニュートリノ
✓ ニュートリノ加熱メカニズムを成功させるためには、
１パーセントのエネルギー輸送を行えれば良い。
✓ ニュートリノ輻射輸送問題を解かなくてはならない。
（フェルミオン、断面積:エネルギー^2, エネルギー空間、角度方向へのカップリング)✓ 2次元軸対称の場合：~10^{20} の演算回数が必要。
一つのRunで 1 CPU 年 @ 10Tflops スーパーコンピュータ✓ 数値計算の誤差を 1%以内にしないといけない。
→ Supernova simulation は数値天文学の一つのgrand challengeWilson’s simulation の追試✓この20年間の数値計算の主流は、Wilsonの結果を追試すること。
✓鉄コアを持つような大質量星では、球対称を仮定した
数値シミュレーションでは爆発を再現できない。
唯一の例外 8 -10Msun
ONeMg core star
Kitaura et al. AA(2006)

Shock Radius

独立のグループで結果を詳細比較
VERTEX

Shock stalls.
AGILE

Oakledge~20 years

Sumiyoshi + 05
(Liebendoefer et al. 2003)

Time

Doing-best
simulations, but..
よく一致して爆発せず！

球対称で爆発しているのはこのレンジだけ

大質量星の辿る最終運命
Heger et al. 03, ApJ

本レクチャー

中性子星形成太陽金属量

フォールバック・ブラックホール形成

金属
量

直接ブラックホール形成

925星の質量(太陽質量:2x1033 gram）

Observationally, the shock-wave reaches to thestellar surface somehow… with its kin. E of 1051 erg!

SN １９８７A
Progenitor:
２０MsunBeforeAfter

SN1987A以降この20年に渡る超新星モデラーの一つのゴールは、
少なくとも20 Msun まで爆発させること（albeit not an easy job!)⇒第二回に続く

参考文献：
日本語解説：わかりやすい、全体像がつかめる・高原 まり子 「壮絶なる星の死―超新星爆発 」培風館
☆教科書
コンパクト天体一般：わかりやすい。
・Shapiro & Teukolsky,「Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars
The Physics of Compact Objects」
核力の状態方程式：
・Norman K. Glendenning 平均場近似のＥＯＳ「Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics,
and General Relativity」
・中性子星レビュウ :最新の観測データを含む。
Lattimer & Prakash arXiv:astro-ph/0612440
Neutron Star Observations: Prognosis for Equation of State Constraints
H.A.Bethe☆超新星物理の教科書的論文
・Bethe, H. A.「Supernova mechanisms」
Reviews of Modern Physics, 62, （1990）, pp.801-866

参考文献：
・星の進化レビュー
Woosley and Heger,“The evolution and explosion of massive stars ”
Reviews of Modern Physics, vol. 74, Issue 4, pp. 1015-1071(2002)
・原子核パスタレビュー
Watanabe and Sonoda“Recent progress on understanding "pasta" phases in dense stars”. arXiv:nucl-th/0512020
・中性子星内部のエキゾチック物理(クオーク星など）レビュー
Weber,“Strange Quark Matter and Compact Stars”
arXiv:astro-ph/0407155
・β崩壊などワインバーグ サラム理論の入門書“クォークとレプトンー現代素粒子物理学入門
F. ハルツェン、A.D. マーチン、培風館 “