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）超新星からのマルチメッセンジャーを解読する重要性
Energy-drivers for explosions:☆Neutrino heating mechanism
aided by convection/SASI(Marek & Janka 09, Suwa et al. 10, Bruenn et al. 09)

also aided by rotation(Kotake+03,06, Walder+05,Ott+08, Suwa et al. 10)☆Acoustic-power deposition
Acoustic mechanism: （Burrows+. 2006, Ott+07)☆ Extraction of rotational energy via B-fields
MHD mechanism:(LeBlanc & Wilson 70, Symbalisty (84), KK+04, Takiwaki+05
Shibata+06, Obergaulinger+06,
Cerda Duran+07, Burrows+07, Suwa+07,
Takiwaki+08….)

爆発したの？
Most Likely !
(現状2Dでは、状態方程式が非常に柔らかい場合のみ,
弱い爆発を起こす。
現在 第一原理の３Ｄ計算に進みつつある）

Strong explosion!,but（多数決の原理だと、旗色が悪い）

Jet-like explosion!
(relevance tomagnetar or Collapsar),but minor(< 1% of all supernovae)（普遍的なメカニズムでは無い）

超新星からのマルチメッセンジャーを解読する重要性
Energy-drivers for explosions:☆Neutrino heating mechanism
aided by convection/SASI(Marek & Janka 09, Suwa et al. 10, Bruenn et al. 09)

also aided by rotation(Kotake+03,06, Walder+05,Ott+08, Suwa et al. 10)☆Acoustic-power deposition
Acoustic mechanism: （Burrows+. 2006, Ott+07)

爆発したの？
Most Likely !
(現状2Dでは、状態方程式が非常に柔らかい場合のみ,
弱い爆発を起こす。
現在 第一原理の３Ｄ計算に進みつつある）

Strong explosion!,but（多数決の原理だと、旗色が悪い）☆ Extraction of rotational energy via B-fields
Jet-like explosion!
✓理論モデルは色々。
MHD mechanism:(relevance tomagnetar or Collapsar),(LeBlanc & Wilson 70, Symbalisty (84), KK+04, Takiwaki+05✓爆発メカニズムの正解を決めるには観測との比較が丌可欠。
but
minor
Shibata+06, Obergaulinger+06,(< 1% of all supernovae)✓超新星を内(理論)と外(観測)から調べるスタイルがベスト
Cerda Duran+07, Burrows+07, Suwa+07,（普遍的なメカニズムでは
Takiwaki+08….)

無い）

超新星からのマルチメッセンジャー

重力波、ニュートリノ＆ 元素合成
✓重力波強度∝1/R, ニュートリノ・光強度∝1/R2 重力波は遠くまで見える!
✓ 重力波は一旦生成されたら、環境と相互作用せず伝搬：live messenger

Outline§4 超新星からの マルチメッセンジャー✓超新星からの重力波✓超新星からのニュートリノ（元素合成）

まとめと展望

第０章
イントロダクション（重力波とは？）「５min for introduction」

重力波とは？
Einsteinの予言（一般相対性理論 1916)
質量が加速度運動する際生まれる時空の歪みが（時空を）光の速度で伝播する現象電荷

電磁気学

電場・磁場の揺らぎ

電磁波

http://www.math.duke.edu

質点

一般相対性理論
重力場の揺らぎ

重力波

重力波に関するエトセトラz✓ 重力波振幅“h”はひずみの強さ（strain)L  h  L
伸び縮みの大きさ＝重力波の振幅×もともとの大きさ

y✓ 典型的な観測可能強度h  10 21  0.000000000000000000001• 東京ー大阪間(556km)が原子核一個分(5fm)• 地球ー太陽間(1億5000万km)が原子一個(0.1nm)• 銀河系の大きさ(10万光年)が1m✓ 時空のさざ波（重力波）は直接観測された例はない。
検出器のデザインはマイケルソン干渉計。
(20XX)✓ 重力波存在の間接的検証を可能にしたのは、中性子星連星系(binary pulsar)の発見

x重力波に関するエトセトラ✓ 重力波振幅“h”はひずみの強さ（strain)L  h  L
伸び縮みの大きさ＝重力波の振幅×もともとの大きさ✓ 典型的な観測可能強度h  10 21  0.000000000000000000001• 東京ー大阪間(556km)が原子核一個分(5fm)• 地球ー太陽間(1億5000万km)が原子一個(0.1nm)• 銀河系の大きさ(10万光年)が1m✓ 時空のさざ波（重力波）は直接観測された例はない。
検出器のデザインはマイケルソン干渉計。
(20XX)✓ 重力波存在の間接的検証を可能にしたのは、中性子星連星系(binary pulsar)の発見

重力波に関するエトセトラ✓ 重力波振幅“h”はひずみの強さ（strain)L  h  L
伸び縮みの大きさ＝重力波の振幅×もともとの大きさ✓ 典型的な観測可能強度h  10 21  0.000000000000000000001• 東京ー大阪間(556km)が原子核一個分(5fm)• 地球ー太陽間(1億5000万km)が原子一個(0.1nm)• 銀河系の大きさ(10万光年)が1m

Weisberg & Taylor(04)✓ 時空のさざ波（重力波）は直接観測された例はない。
検出器のデザインはマイケルソン干渉計。
(20XX)
Joseph Taylor & Russel
Hulse,(20XX)
Novel prize (1993)✓ 重力波存在の間接的検証を可能にしたのは、
一般相対論の予言と中性子星連星系(binary pulsar)の発見
0.1%の精度で一致

✓思考実験「重力波を頑張って作る」
GMv 2
h
rc 4

重力波強度の見積もり：四重極公式
重力波は運動の四重極以上の変動で生成される。

2 2
重力波の振幅 hij I (t  r )
2 ij
r t
1
i j
2
四重極モーメント I ij    ( x x   ij r ) dxdydz
3振幅の近似式

GMv 2
h
rc 4

M
v
r

物体の質量
物体の速度
物体からの距離✓思考実験「重力波を頑張って作る」
GMv 2
h
rc 4

Mass(M) : 440000 t
Length :300m
Frequency: 2/sObserver distance(r): 10m
Koji Murofushi,
Medalist Hammer throwerh  5 10

30

 0.000000000000000000

この重力波を捉えられるか？

✓ “h”はひずみの強さ（strain) L  h  L

伸び縮みの大きさ＝
重力波の振幅×もともとの大きさ

重力波検出器の感度曲線----------Virgo
Virgo

GEO

TAMA
TAMA

Measuringthe distance
betweenearth-sun withaccuracy of thesize of nuclei.

LIGO
LIGO
LCGTdesign
designLCGTFrequency of GWs

現行の検出器の検出限界はおよそ、10-21

重力波検出器の感度曲線----------Virgo
Virgo

GEO

TAMA
TAMA

Measuringthe distance
betweenearth-sun withaccuracy of thesize of nuclei.

LIGO
LIGO
LCGTdesign
design
LCGT
大橋正健さん（宇宙線研）

Frequency of GWs

現行の検出器の検出限界はおよそ、10-21

超新星から放出される重力波
重力波振幅（四重極公式）

超新星爆発時の典型的な物理量✓我々の銀河中心の超新星がターゲット

より正確にはは非球対称度の指標.
もし重力崩壊、爆発が球対称に起こるならば、重力波は放出されない。

超新星ダイナミクスの球対称からのずれを理解すること
重力波の放出過程の理解に直結している。

超新星から放出される重力波
重力波振幅（四重極公式）

Multidimensionality(origin of anisotropy)
超新星爆発時の典型的な物理量
厳密数値計算波形予言

Exp. Mechanism

GW emission
データ解析✓我々の銀河中心の超新星がターゲット

より正確には

✓目標「重力波から天体深部の謎を紐解く」✓謎（超新星、ガンマ線バースト駆動源）
は非球対称度の指標.
も高エネルギー宇宙物理中でもビッグテーマ！

もし重力崩壊、爆発が球対称に起こるならば、重力波は放出されない。

超新星研究の醍醐味の一つ
超新星ダイナミクスの球対称からのずれを理解すること
重力波の放出過程の理解に直結している。

3つの爆発メカニズムと重力波の特徴
爆発メカニズム:☆ニュートリノ加熱メカニズム
aided by convection/SASI

重力波の放出源(Marek &Janka 09)

(Marek & Janka 09, Suwa et al. 10, Bruenn et al. 09)

also aided by rotation(KK+03,06, Walder+05,Ott+08, Suwa et al. 10)(Suwa+10)☆音波メカニズム: （Burrows+. 2006, Ott+07)(Burrows+06)☆ MHD メカニズム:
高速自転＋強磁場が丌可欠
(LeBlanc & Wilson (70), Symbalisty (84), KK+04, Takiwaki+05
Sawai et al. 05 ,Shibata+06, Obergaulinger+06,
Cerda Duran+07, Burrows+07, Suwa+07,
Takiwaki+08….)✓バウンス時のコアの非対称性✓ＭＨＤジェット
に伴う非対称性バウンス時の重力波のオーダー評価(ref. Gravitation & Cosmology, Weinberg
Landau Lifshitz、Classical Field theory）

四重極公式：
here

Quadrupole moment：

R:超新星への距離✓典型的強度✓ 典型的周波数✓自転が速くなる→遠心力大→重力崩壊阻害→中心密度＠バウンス下がる→重力波周波数下がる

バウンス時の重力波のオーダー評価(ref. Gravitation & Cosmology, Weinberg
Landau Lifshitz、Classical Field theory）

四重極公式：
here

Quadrupole
Theoreticalmoment：
prediction

R:超新星への距離✓典型的強度
銀河中心の超新星(R = 10 kpc)
がターゲット
✓ 典型的周波数✓自転が速くなる→遠心力大→重力崩壊阻害→中心密度＠バウンス下がる→重力波周波数下がる

☆バウンス時の重力波シグナル✓重力収縮段階：角運動量を保存
しつつ収縮：コアが偏平に✓ バウンス段階:
大きな四重極変動

核密度

Epoch ofbounceCentral density

Inner core

核密度ＥＯＳが極端に柔らかい✓ リングダウン段階:
the core rings down to thestationary state, making theamplitudes smaller with time.

Dimmelmeier et al. (02)一般相対論的流体計算によるバウンス期の重力波形
Dimmelmeier et al.(07,08),PRD✓マイクロ物理はYe処方（3回目参照）✓140 models（初期の鉄コアの角運動量、
微分回転の度合いを系統的に変化、
uncertain ２回目参照）✓ 状態方程式：２パターン(Lattimer & Swesty or Shen EOS).
✓ 親星：6パターン

Maximum amplitude and its frequency☆ 重力波形を支配的に決める要素:

LIGO

重力崩壊前の鉄コアの回転速度.
☆ Type II 波形は現れにくい。

SN@10kpc

☆バウンス時の重力波シグナル✓重力収縮段階：角運動量を保存
しつつ収縮：コアが偏平に核密度✓ バウンス段階:
大きな四重極変動

Central density
See Kotake et al. (2006), Ott (2009)
for a recent review

バウンス シグナルType II

Inner core

Epoch ofbounceType I

Type III
Positive maximum
核密度ＥＯＳが極端に柔らかい自転スピード（大→小）✓ リングダウン段階:
Longer interval
the core rings down to thestationary state, making theamplitudes smaller with time.

Shorter interval

Dimmelmeier et al. (02)一般相対論的流体計算によるバウンス期の重力波形
Dimmelmeier et al.(07,08),PRD✓マイクロ物理はYe処方（3回目参照）✓140 models（初期の鉄コアの角運動量、
微分回転の度合いを系統的に変化、
uncertain ２回目参照）✓ 状態方程式：２パターン(Lattimer & Swesty or Shen EOS).
✓ 親星：6パターン

Maximum amplitude and its frequency☆
重力波形を支配的に決める要素:
バウンス
シグナル

重力崩壊前の鉄コアの回転速度.
☆ Type II 波形は現れにくい。

Type II

See KotakeLIGO
et al. (2006), Ott (2009)
for a recent review

Type I

SN@10kpc

Type III

Positive maximum

Longer interval

Shorter interval一般相対論的重力崩壊シミュレーション入門（詳しくは、本レクチャーシリーズ第一回、柴田大氏の講義参照）

一般相対論的効果の効き具合を表す指標
自分の重さで決まる半径：
Schwarzshild半径以内に押しつぶされれば、その領域はブラックホールになる(静的、無回転）。

時間

r

2GM
c2

光の軌跡

PNSの半径＝RPNS~１０ｋｍ
質量~

星の表面

Rs/R～30%のオーダー
で効く

Schwarzshild半径

中心からの距離時空のダイナミクスを解く！
平坦な空間（ミンコフスキー空間）の場合

時間の方向

曲がった時空の場合（第３回流体力学にも登場）

流体の運動（流線）

時刻ｔ＋Δ ｔ
空間の方向

ある時刻ｔ

平坦時空（Minkowski時空）：metric(計量)を求めることが数値相対論のゴール。

曲がった時空では、一般に：ラプス：シフトベクトルの１０成分を求める。

数値相対論が不可欠！
（解析解は特殊な場合しか得られていない。Schwarz, Kerr時空等）

時空のダイナミクスを解く！
をどう求めるか？

・平坦な空間（ミンコフスキー空間）の場合

Einstein 方程式を解く
Rs/R→0の極限でリーマン曲率テンソル
物質のエネルギー運動量テンソル

も

,

の関数

Ｃ 柴田大氏

電磁気学との対応
束縛方程式

発展方程式

Ｃ 柴田大氏

電磁気学との対応束縛方程式が求まったら、あとはその曲がった時空での流体の運動を解く。

発展方程式

質量保存
運動量
エネルギー

Lorentz factor（第３回数値流体参照）

ＭＨＤ爆発に伴って放出される重力波(e.g., Kotake et al. (04), Obergaulinger et al.(06), Shibata et al.(06), Takiwaki & Kotake (10))

四重極モーメント

非対称運動エネルギー ~ ρv・v
重力
~ ρ∇φ

磁場パート ~ B＊B

ＭＨＤ爆発に伴って放出される重力波(e.g., Kotake et al. (04), Obergaulinger et al.(06), Shibata et al.(06), Takiwaki & Kotake (10))
バウンス

四重極モーメント

非対称運動エネルギー ~ ρv・v
重力
~ ρ∇φ

磁場パート ~ B＊B✓ 強磁場超新星から放される重力波：
バウンス＋テール（尾）型（type It = type I + tail とも呼ぶ。)

3つの爆発メカニズムと重力波の特徴
爆発メカニズム:☆ニュートリノ加熱メカニズム
aided by convection/SASI

重力波の放出源(Marek &Janka 09)

(Marek & Janka 09, Suwa et al. 10, Bruenn et al. 09)

also aided by rotation(KK+03,06, Walder+05,Ott+08, Suwa et al. 10)(Suwa+10)☆音波メカニズム: （Burrows+. 2006, Ott+07)(Burrows+06)☆ MHD メカニズム:
高速自転＋強磁場が丌可欠
(LeBlanc & Wilson (70), Symbalisty (84), KK+04, Takiwaki+05
Sawai et al. 05 ,Shibata+06, Obergaulinger+06,
Cerda Duran+07, Burrows+07, Suwa+07,
Takiwaki+08….)✓バウンス時のコアの非対称性✓ＭＨＤジェット
に伴う非対称性ニュートリノ駆動爆発からの重力波：代表例
Mueller et al. (04) ApJ

Burrows & Hayes (96) PRL✓ニュートリノ起源の重力波が、物質起源（四重極変動）の重力波と同じぐらい効く。
Suwa et al. in prep
ν’s

total
Kotake et al. (09) ApJ

ニュートリノ起源の重力波とは？

非等方なニュートリノ流
Epstein(78) ApJ,Mueller & Janka (97) A&A

Neutrino anisotropy: degree of anisotropic neutrino
radiation (zero if spherical)

典型的強度：~流体起源の重力波とコンパラに典型的周波数：, longer than the bounce signal
because the dynamical time scale isdetermined at the position ofneutrino sphere, where forms
further out from the center.

ニュートリノ起源の重力波、低周波（<100Hz)
強度は物質起源の重力波と同程度.

Space-Time Diagram for Neutrino GWs
t=x
For the opaque region,
neutrinos emission
is isotropic.
→ little GWs fromneutrinostLight cone

The neutrino anisotropy,
coming out fromthe neutrino sphere, isthe source of theneutrino GWs.

X
Neutrino sphere重力波形の分別学(ニュートリノ駆動爆発モデルでの)✓ GW from non-rotating 11.2 Msun star → explosion
Zoology of
Mueller et al. (04)

✓ GW from slowly-rotating 15 Msun star → non-explosion

Total energy spectrum

Neutrino GWs

✓ GW from no-rotating 15 Msun star → seemingly to explode later (?)
LS EOS

GWs decrease
with time !
HW EOS

Marek et al. (2008)

From Oak Ridge simulations

GW from no-rotating 15 Msun star → explosion
Yaknin et al. (2010)

GWs increase
with time !

From Tokyo simulations✓ GW from no-rotating 13 Msun star → explosion
Suwa et al. (2011)

重力波形
GWs increase
with time !

スペクトル
Neutrino GWs > Matter GWs
for ~ several 10 Hz.

赤：物質起源
緑：ニュートリノ
青；トータル

＠10kpc
ニュートリノ駆動爆発から放射される重力波の特徴✓ 重力波スペクトルはフラット（f ~ 1 – 1000 Hz）（∵低周波（ニュートリノ起源）＋高周波（物質起源））✓ 波形はあらかじめ予測できない（stochastic に変動する）→爆発のダイナミクスが対流&SASIと言った非線形プロセスで決まっているから。
✓ 銀河中心の超新星に関して、その検出には次世代重力波干渉計が必要.
（後述）2D and 3D simulationでの爆発形状の違い
Log(密度)

エントロピー

Suwa et al. (10)PASJLFor 2D models, explosions tend
to occur along the coordinate
symmetry axis.

KK et al. (09,11)ApJ✓３Ｄでは２Ｄに比べ、爆発の様子がストキャスティックになる。

2D and 3D simulationでの重力波形の違い
Kotake et al. (2009a,b),ApJL, ApJ✓Ray-tracing based analysis for the neutrino-originated GWs

The input neutrino luminosity differs only 0.5 %.

2D✓重力波も、２Ｄより３Ｄの方がよりstochastic に変動.
✓重力波信号は3Dの方が小さくなるが、依然、次世代検出器のターゲット内

「３つの爆発メカニズム」と「その重力波形」

Kotake et al. 09

Neutrino-driven explosion
MHD mechanisms(Takiwaki and Kotake 10)

MHD feature
Bounce signals

爆発のメカニズム⇔重力波の特徴にクリアな相関がある！

観測可能性
ニュートリノ加熱メカニズム

次世代検出器MHDメカニズム
現行検出器@10kpc

音波メカニズム

まとめ「超新星からの重力波」
Upcoming
detector音波Credit
大橋正
健氏
（宇宙
線研）

Current detector

MHD Tail@10kpc

MHD bounce

GWs from
neutrino-driven SN (KK+09)☆銀河中心超新星からの重力波を捉えるのに、次世代検出器が丌可欠。
☆いつ起こるか分からない（波形予言の精密化、データ解析法が進行中）☆ MHD爆発、ニュートリノ駆動爆発の峻別？「Multi-messenger 天文学」

超新星ニュートリノ
（イントロダクション）「５min for introduction」

Credit:SuperKamiokande

内容✓

ニュートリノ振動へ向けた準備☆ 研究小史☆ニュートリノ振動：真空中：一様物質中：非一様物質中☆太陽ニュートリノ、大気ニュートリノ問題✓

超新星ニュートリノニュートリノ研究「小史」✓ 1930年

β崩壊
エネルギー保存？

中性で非常に軽いspin1/2の粒子
Pauli(1930)

1956 実験的に発見(Rheines & Cowan)✓ 1935年 Fermi の現象論

✓1960年Weinberg-Salam theory （電弱統一）
neutrino : massless

力の伝達粒子✓1998年 Super-Kamiokande
ニュートリノ質量の証拠✓2002 Novel prize to pioneersニュートリノ振動 (1/4)（フレーバー固有状態(f)が質量固有状態(m)の線形結合)：MNS行列（牧・中川・坂田）: KM行列（小林・益川行列）✓二世代ニュートリノ混合

質量固有状態

Flavor 固有状態
Mixing matrix

ニュートリノ振動 ：真空振動(1/3)（フレーバー固有状態(f)が質量固有状態(m)の線形結合)：MNS行列（牧・中川・坂田）: KM行列（小林・益川行列）✓二世代ニュートリノ混合

質量固有状態

Flavor 固有状態
Mixing matrix

時間発展（運動方程式から）

これはもはや元のeではない も混じっているニュートリノ振動:真空振動 (2/3)
遷移確率：

簡単に示せる振動長：

ニュートリノ振動✓振動現象を観測する為には、Z が大きくとる必要がある。
（θ、質量差2へのプローブ）☆ 長基線実験 (筑波・SK)

天文学的ソース☆大気ニュートリノ、太陽ニュートリノ
超新星ニュートリノニュートリノ振動:一様物質中での振動 (2/2)✓neutral current

先述のflavor eigenstateでのシュレディンガー方程式
物質中でのシュレディンガー方程式

f=e,n,p✓charged current

２成分系を考える

物質中での混合角

質量固有値

振動長

（無次元パラメター）

ニュートリノ振動:一様物質中での振動 (2/2)✓neutral current

先述のflavor eigenstateでのシュレディンガー方程式
物質中でのシュレディンガー方程式

f=e,n,p✓charged current
Resonance
２成分系を考える

物質中での混合角

質量固有値

振動長

（無次元パラメター）

Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein effect （ＭＳＷ効果）

ニュートリノ振動:非一様物質中での振動 (2/2)✓非一様物質中のmass eigenstateのSchroedinger方程式✓ここからmass のeigenstateで見る✓ Uがｚに依存しているので、mass eigenstate
でも非対角(一様密度のときは対角）①ならば、no-mixing
重いニュートリノは重いまま

Flavor Conversion!
(Adiabatic Resonance)ニュートリノ振動:非一様物質中での振動 (2/2)② If(Nonadiabatic Resonance)

Adiabaticity parameter: γLargeLargeGentle Density Profile
Low Energy

More Adiabatic Resonance太陽ニュートリノ問題
太陽中心部での核反応

太陽ニュートリノ

観測

電子型ニュートリノが足りない！

太陽ニュートリノ問題
太陽中心部での核反応

太陽ニュートリノ

観測

太陽ニュートリノ問題解決

電子型ニュートリノが足りない！

ＳＫでの観測

大気ニュートリノ問題
宇宙線と大気中の原子核との衝突

 が足りない！

SuperKamiokande実験よりで説明できる。

ＳＫでの観測

大気ニュートリノ問題
宇宙線と大気中の原子核との衝突

梶田隆章さん集中講義（東京理科大、2009年集中講義より）

 が足りない！

SuperKamiokande実験よりで説明できる。

ＳＫでの観測

大気ニュートリノ問題
宇宙線と大気中の原子核との衝突

梶田隆章さん集中講義（東京理科大、2009年集中講義より）

 が足りない！

SuperKamiokande実験よりで説明できる。

Kamland(日本）

1000t 重水

SNO(カナダ）

1000t 重水（加速器）

天体ニュートリノ

Kamland(日本）

1000t 重水

SNO(カナダ）

1000t 重水（加速器）

未解決問題：✓１，３の質量階層✓θ13 は上限値
天体ニュートリノ

解決策：次世代実験（T2K etc)
Pros: controllable
Cons: small signal(high accuracy):超新星ニュートリノ
Pros: full conversion
Cons: totally uncontollable

超新星ニュートリノ

Neutrino emission
SelfSelf-interaction

地球（地球効果）MSW effect

Super-Kamiokande:Water Cherenkov Detector
50,000 Tons of Ultra Pure Water
Dominant

超新星ニュートリノ
ソース・スペクトル

MSW 効果ν eν eν xTakahashi+06

Neutrino emission
SelfSelf-interaction

地球（地球効果）MSW effect

Super-Kamiokande:Water Cherenkov Detector
50,000 Tons of Ultra Pure Water
Dominant
Cherenkov Radiation

SN1987Aから我々が得た教訓(see textbook by Fukugita & Yanagida)

SN1987A

SN1987A✓ Coined the first detection outside our Galaxy

Neutrino self-interaction:
ここ４、５年で大いに注目を集める。その具体的効果は、喧々諤々でまだ決定的ではない✓ Confirmed the basis of our SN theory
Huge energy releaseEB ~ GM2/R ~ 1053 erg

Sato & Suzuki (PRL)1987✓ Not statistically enough to tell about the mechanism.
☆For the next SN, 10,000 can be detected.
☆ Should be ready for the detailed analysis !

SuperKamiokande
10,000events

明日、超新星が起こったら?
SN 20XXA !

Large Detectors for Supernova Neutrinos
MiniBooNE (200)

LVD (400)
Borexino (80)

IceCube (106)Super-Kamiokande (104)KamLAND (330)

銀河中心を仮定10 kpc

次の超新星ニュートリノから何が分かるか？
可能性１: (1,3)質量階層性、mixing angle
超新星コアにおけるニュートリノ振動

Θが大きいと断熱的（40枚目トラぺ参照）✓反電子ニュートリノが重要！
θ13が大きいと、adiabatic
反電子ニュートリノのエネルギーがeffectiveに増加する。
以下、逆階層：θ13大（Ｌ）、小（Ｓ）に着目

Cherenkov Radiation

可能性１: (1,3)質量階層性、mixing angle （続き）
スペクトル

Takahashi & Sato (2002,2003)
Ando & Sato (2006)

カウント数

幾つかの検出器での相関解析を行い、素粒子パラメータへフィードバック！

可能性2: ショックの到来シグナル

Tomas et al. (2004) JCAP

Garching simulation✓θ13 がＬＭＡ+inverted
・shockがhigh/low
resonanceに到着⇒ adiabaticityが変わる✓Event rateにディップ。
超新星ダイナミクスへの情報

Livermore simulation

可能性３：ニュートリノ シグナルからQCD相転移を探る
Takahara & Sato 88, Sumiyoshi+07, Sagert + 08, Nakazato+08

爆発に失敗した場合
ニュートリノ
光度の時間発展




失速衝撃波




クオーク
コア



Sagert + 08

Sagert + 08
Rebounceにより衝撃波が復活✓復活したニュートリノ光度, 爆発エネルギー 、重力波のシグナル(Yasutake, Kiuchi, and Kotake 2010 (MNRAS)) Bag 定数に敏感。

✓これらのシグナルは、 important probe into dense QCD！

可能性３：ニュートリノ シグナルからQCD相転移を探る
Takahara & Sato 88, Sumiyoshi+07, Sagert + 08, Nakazato+08

爆発に失敗した場合
ニュートリノ
光度の時間発展




失速衝撃波




クオーク
コア

Yasutake,Kiuchi,
KK (09)



Sagert + 08

Sagert + 08
Rebounceにより衝撃波が復活✓復活したニュートリノ光度, 爆発エネルギー 、重力波のシグナル(Yasutake, Kiuchi, and Kotake 2010 (MNRAS)) Bag 定数に敏感。

✓これらのシグナルは、 important probe into dense QCD！

可能性３：ニュートリノ シグナルからQCD相転移を探る
Takahara & Sato 88, Sumiyoshi+07, Sagert + 08, Nakazato+08

爆発に失敗した場合
ニュートリノ
光度の時間発展




失速衝撃波




クオーク
コア

Yasutake,Kiuchi,
KK (09)



Sagert + 08

Sagert + 08
Rebounceにより衝撃波が復活✓復活したニュートリノ光度, 爆発エネルギー 、重力波のシグナル(Yasutake, Kiuchi, and Kotake 2010 (MNRAS)) Bag 定数に敏感。

✓これらのシグナルは、 important probe into dense QCD！

可能性３：ニュートリノ シグナルからQCD相転移を探る
Takahara & Sato 88, Sumiyoshi+07, Sagert + 08, Nakazato+08

爆発に失敗した場合
ニュートリノ
光度の時間発展




失速衝撃波




クオーク
コア

Yasutake,Kiuchi,
KK (09)



Sagert + 08

Sagert + 08
Rebounceにより衝撃波が復活✓復活したニュートリノ光度, 爆発エネルギー 、重力波のシグナル(Yasutake, Kiuchi, and Kotake 2010 (MNRAS)) Bag 定数に敏感。

✓これらのシグナルは、 important probe into dense QCD！

可能性３：ニュートリノ シグナルからQCD相転移を探る
Takahara & Sato 88, Sumiyoshi+07, Sagert + 08, Nakazato+08

爆発に失敗した場合
ニュートリノ
光度の時間発展




失速衝撃波




クオーク
コア

Yasutake,Kiuchi,
KK (09)Fukushima & Hatsuda
Rep. Prog. Phys. (2010)
Sagert + 08

Sagert + 08
Rebounceにより衝撃波が復活✓復活したニュートリノ光度, 爆発エネルギー 、重力波のシグナル(Yasutake, Kiuchi, and Kotake 2010 (MNRAS)) Bag 定数に敏感。

✓これらのシグナルは、 important probe into dense QCD！

まとめ：超新星ニュートリノ

中畑雅行さん
2007年超新星研究会
トラぺより

まとめ：超新星ニュートリノ
これまでのニュートリノシグナルの理論予言のほとんどは１Ｄ
中畑雅行さん
2007年超新星研究会
トラぺより✓超新星ニュートリノは、やや丌定性大（ニュートリノパラメータ、環境効果、ニュートリノ自己相互作用）✓爆発メカニズム、multimessenger天文学でインパクト大の潜在性

まとめ：超新星ニュートリノ
これまでのニュートリノシグナルの理論予言のほとんどは１Ｄ
中畑雅行さん
2007年超新星研究会
トラぺより✓爆発しないので、ニュートリノでだけ見える（微妙）✓多次元のモデルで調べるべき！（鋭意進行中）
Nucleosynthesis

Numerical ModelingExp. Mechanism

Neutrino Parameters

Gravitational Waves

Supernova Neutrinos✓超新星ニュートリノは、やや丌定性大（ニュートリノパラメータ、環境効果、ニュートリノ自己相互作用）✓爆発メカニズム、multimessenger天文学でインパクト大の潜在性

超新星・ガンマ線エンジンを探る三つの目
対流

SASI

G-mode?

０秒 数ミリ秒

１秒（？）

＞数時間

元
素
電 合X線
磁成

爆
発

波
Shock breakout?
(e.g.,Totani, Sato et al. (1998)
Ando & Sato (2006))

ニュートリノ可視光：
Subaru望遠鏡

重力波形

重力波

超新星からのマルチメッセンジャーを読み解く！

Maeda et al.

SN remnant
Swift: γ線バースト

Multi-messenger 天文学を見据えた研究へ
ＭＨＤ爆発の場合
０秒 100ミリ秒

2-3 秒（Shock breakout)~100 days

Kawagoe et al. JCAP (09)High resonance

Wolf-Rayetstar

Low resonance

Event rate of e@ SK

Gravitational waves(Takiwaki and KK 10)
MHD feature
Bounce signals

Inverted mass
hierarcy

equatorial direction

polar direction

Time [sec]Multi-messenger 天文学を見据えた研究へ
ＭＨＤ爆発の場合
０秒 100ミリ秒

2-3 秒（Shock breakout)~100 days

Kawagoe et al. JCAP (09)モンテカルロ輻射計算によるライトカーブ
High resonance

Wolf-Rayetstar

Gravitational waves

Low resonance

Event rate of e@ SK(Takiwaki and KK 10)
MHD feature
Bounce signals

Shaku et al. (2011in prep)
Inverted massequatorial
direction
hierarcy
polar direction

Time [sec]Multi-messenger 天文学を見据えた研究へ
ＭＨＤ爆発の場合
０秒 100ミリ秒

2-3 秒（Shock breakout)~100 days

Kawagoe et al. JCAP (09)モンテカルロ輻射計算によるライトカーブ
High resonance

Wolf-Rayetstar

Low resonance

Event rate of e@ SK

Gravitational waves(Takiwaki and KK 10)
MHD feature
Bounce signals

Inverted mass
hierarcy

equatorial direction✓Neutrino driven explosion, Collapsar のときはどうか？
これからの大きな課題
polar direction
Time [sec](Kotake +11)

まとめ： 超新星からのマルチメッセンジャー

(Kotake +11)

まとめ： 超新星からのマルチメッセンジャー

Brandt et a. (2010) PRD

(Kotake +11)

まとめ： 超新星からのマルチメッセンジャー

Kotake et al. 2011 ApJ

Brandt et al 2010 PRD

South pole

Equator

North pole(Kotake +11)
まとめ： 超新星からのマルチメッセンジャー

Ott et al. (2011) PRL

Fischer et al. (2008) A&A

Bounce signals

Black hole formation

LS EOSSHEN EOS

BH-forming SNe✓Multi-messenger astronomy of SN will be highlyinteresting (although challenging!) in the next decades.
✓ Multi-dimensionality (convection, SASI, rotation, B-fields)
holds a key to bridge the SN theory (incl. nuclear theory) andthese multi-messenger observation.

本担当部のゴール・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
今後必要なのは、いわばのメカニズムnuclear numerical astrophysics !
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)