爆発における原子核物理の役割は？�
超新星ニュートリノから状態方程式を探る�原始中性子星からのニュートリノ放出�
ν	

鉄コア	

ν	

ν	~1s	

Yp=Z/A	=0.46	

崩壊	ν	コアバウンス	

ブラックホール	ν	原始中性子星	 ν	誕生	

t=0s	

ν	t~0.3s	

~20s	

超新星爆発	

超新星ニュートリノ	- 熱を持ち去る	- 状態方程式の情報	

102-103 yrs	n, p	

冷たい中性子星	
Yp~0.1	

Λ, Σ, Ξ	u, d, s	2�
π, K,...	

超新星ニュートリノ�•–

tpb < 0 sec: 重力崩壊初期〜ν閉込め�
電子捕獲による νe�~ 1051 erg��

�~ 1051 erg�tpb ≤ 10 msec�

•–

中性子化バースト νe••

衝撃波通過時に鉄が陽子・中性子に分解�
自由陽子による電子捕獲反応�

tpb = 100 msec~1 sec�•–熱ニュートリノ (6 species)•••�

温められた物質（重力エネルギー→熱エネルギー）�
電子陽電子の対消滅�

tpb = 1 sec ~ 20 sec�••�~ 1053 erg�

内部のνが拡散により流出
原始中性子星の冷却��~ 1053 erg�

超新星ニュートリノ：コアバウンスの頃	

[1053 erg/s]	

luminosity	

average energy	

20 MeV	

νµ/τ	

ν-	e	

νe	

νe	

νµ/τ	-	νe	

中性子化バースト	

熱ニュートリノ	Thompson-Burrows ApJ	

超新星ニュートリノ：原始中性子星の冷却	luminosity	

average energy	

~20秒の間に減衰：� ニュートリノ拡散時間	

From H. Suzuki	超新星爆発時のニュートリノ：昔の例�
�ν平均エネルギーの時間変化��ν光度の時間変化�
1053 erg/s	νµ	30 MeV	

νe	

νe	

10 sec	time after bounce [sec]	

Explosion by Wilson	

Woosley-Weaver 20Msolar	Woosley et al. ApJ (1994)	

10 sec	time after bounce [sec]	

supernova ν: average enegy�– Neutrino spectrum�• σνµ/τ < σ-	νe < σνe�
• Eνµ/τ > Eνe-	> Eνe�
• Lνµ/τ ~ Lνe-	~ Lνe �νµ:~30 MeV	ν-	e:~20 MeV	νe:~10 MeV	– Large contrib. from µ/τ�ρ, T high	•••νe : charged current �ν-	e : charged current �νµ/τ, -	νµ/τ : neutral current

�e- + p ⇔ νe + n�
�e+ + n ⇔ ν-	e + p��νi + N ⇔ νi + N�– Modified “Fermi”-distribution�
• Eν-dependent�

超新星ニュートリノ：予測データ�

ν光度	

ν平均エネルギー	• ν-radiation hydro & proto-neutron star cooling�
Nakazato et al. ApJ 2013	

Umeda, 13Msun, Z=0.02�

超新星ニュートリノ：状態方程式の影響	

51

200x1030

average energy	luminosity	

25

νe	

Eν [MeV]luminosity [erg/s]

150

10020

νµ/τ	15

νe	

1050

νe	

500.00

νµ/τ	

νe	

0.05

中性子化バースト�

0.10
time [sec]

0.15

0.20

00.00

0.05

0.10

0.15

0.20

time [sec]熱ニュートリノ�Sumiyoshi et al. ApJ (2005)	

超新星コアでの高温高密度物質�
• 重力崩壊時にν閉じ込め（ρ>1012 g/cm3）�
• ニュートリノを含む化学平衡�
(cf. µν=0 for NS)	−�e �+ p ↔ νe + nµn = µ p + µe − µν

– 陽子の割合が大きい（中性子が少ない）�

• ν拡散により、徐々に放出される(超新星ν）�
密度・温度・組成を反映→状態方程式を探る�

€143• 原子核密度(ρ€0=3x10 g/cm )以上、有限温度�

Super-Kamiokande	

ν	

ν	

ν	

ν	

ν	

10�

原始中性子星のニュートリノ冷却	
密度	

温度	
高密度へ	

冷却	

Ye	µν	

中性子化	

ニュートリノ放出	

11From H. Suzuki	原始中性子星の熱的進化:�冷却の相違	

1

Trapped neutrinos escape ⇒ pressure↓, density↑, T↓	50

1040

01050 sec	temperature [MeV]baryon density [fm-3]

LS: 0.5 fm-3	

SH: 0.3 fm-3	n0	10-1t=0 sec	10-2LS-EOS	

SH-EOS	t=0 sec	

302010t=50 sec	

10-3
0.0

0.5

1.0

1.5

Mb [Msolar]
Sumiyoshi et al. A&A (1995), H. Suzuki (2005)	

2.00
0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

Mb [Msolar]
Simulation started from tpb=0.4 sec	

原始中性子星冷却による超新星ニュートリノ�
２つの状態方程式による違い	ν-average energy	

LS-EOS	SH-EOS	Suzuki, Ono, Sumiyoshi, Yamada (2004)	

ν-luminosity	

LS-EOS	SH-EOS	ニュートリノ放出により中性子過剰に�
• ニュートリノ Fermi gas �• ニュートリノ無し�
- ハイペロン/クォーク出現へ�- ハイペロン等は抑制�

µn = µ p + µe > m Λµn = µ p + µe − µνν	ν	冷たい中性子星	

€原始中性子星	ν	中性子量↑	€
温度↓	ν	Yp~0.1, T~0 MeV	µν~ 0 MeV	ν	ν	Yp~0.3, T~10 MeV	µν~ 150 MeV	• 原始中性子星の熱的進化の途中でハイペロン等が出現する	原始中性子星でのハイペロン�
Pons et al. ApJ (1999)	

• 進化の後半になってから出現	

- ニュートリノ混在がハイペロンを抑制	

ハイペロンの割合	

ニュートリノ無し	

ニュートリノ有り	

YY
S=2	
ν=0,
L=0.4, S=1	

組成	
組成	

密度	
密度	
半径	

With hyperons	

超新星ニュートリノの性質�• 原始中性子星からの放出	

約20秒程度で減衰する	

• 状態方程式を反映	

裾の部分: ハイペロン出現	ν平均エネルギー�

Nucleons	

Hyperons	

LS-EOS	ν平均エネルギー�

SH-EOS	ν光度�

時間	
Suzuki, Ono, Sumiyoshi, Yamada (2004)	

時間	
Pons et al. ApJ (1999)	

様々な質量の星の重力崩壊�
• より重い星も存在する 	

ex. ~40Msun （全体の約30％）	

• ブラックホール形成と共にニュートリノを放出する	
Super-Kamiokande	ν	• Hypernovae	ν	•Supernovae	

• Failed 	supernovae	

SN1987A	

SN 1997D	

中性子星	

ブラックホール	From http://www.oso.chalmers.se/~duilia/sn.html	

10Msun	

20Msun	

30Msun	 40Msun	

50Msun	親星の	質量	異なる起源の超新星ニュートリノ�
大質量星 ~ 20Msun→中性子星	~ 40Msun→ブラックホール	• 華々しい爆発	• ~20秒間の継続時間	

- 中心からの拡散ニュートリノ	• 光度：exponential decay	- SN1987A: 11 ν	

-a next Galactic SN: 104 ν	

• 光では見えない	• ~1秒と短い時間	

- 物質降着によるニュートリノ	• エネルギー・光度が増加	

• a Galactic case: ~104 ν	Super-Kamiokande	ν	SN1987A	~20s	

ν	~1s	

SN1999br	ブラックホール形成に至る場合: ex. 40Msun�
Sumiyoshi et al. PRL (2006)	
ν	Fe-core	~ 2Msun	

ν	原始中性子星	

崩壊	

t~0.5s	

バウンス	

t=0s	

爆発できず	

ν	t~0.2s	

質量降着, MPNS↑	t~1s	

• 原始中性子星質量が増加/再崩壊	

密度・温度が急激に高くなる	• 原始中性子星の最期に	ハイペロン/クォークの出現	

19

ブラックホール	Numerical result with Shen-EOS	

Core of	40Msolar	Accretion of matter	collapse	shock wave	

proto-neutron star	bounce	Sumiyoshi et al. PRL 2006	

Black hole	formation	

At MPNS=2.7Msolar	

Numerical result with LS-EOS	

Core of	40Msolar	Accretion of matter	collapse	shock wave	

より柔らかいEOSのため最大質量が小さく早くに再崩壊を起こす。	

protoneutron star	bounce	

Sumiyoshi et al. PRL 2006	

Black hole	formation	

At MPNS=2.1Msolar	

time [sec]	

21

降着による原始中性子星の質量増加	

baryon mass of PNS [Msolar]

3.0

Shen-EOS	

2.52.0Mg=2.4Msolar	

Mg=2.0Msolar	

LS-EOS	

1.5
1.0

BH:	

1.34s	

BH:	

0.56s	

柔らかい EOS → 早くに再崩壊	（質量増加率は同じ）	

0.5
0.00.0bounce	

Sumiyoshi et al. PRL 2006	

0.5

1.0

time after bounce [sec]1.5

超新星ニュートリノの特徴	ν平均エネルギーの時間変化	

5050

Shen-EOS	νµ	νe	30νe	2010νµ	30νe	20

νe	10~1.3 s	

00.00.51.0

time after bounce [sec]bounce	~0.6 s	01.50.0time	

0.51.0time after bounce [sec]bounce	• ν放出が途中で停まる	- LS-EOSの場合は短いシグナル	• νエネルギー・光度が増加	 11- 中心コアの密度・温度の増加	

53

1.5

time [s]	

53

2x10luminosity [erg/s]

2x10luminosity [erg/s]

LS-EOS	

40< Eν > [MeV]< Eν > [MeV]40

ブラックホール	形成のシグナル	

23

Sumiyoshi et al. PRL 2006	

••

ブラックホール形成前に	– 密度 > ~3ρ0	– 温度 > 100 MeV		を越えている。	

central density [g/cm3]

内部は非常に高温・高密度になっている	

10171016Shen	LS	~3ρ0	10151014

Central density	

EOSの拡張が必要	

- Hyperon, Quarkの出現	

1310200

0.0

0.5

1.01.5•

ブラックホール形成までのνシグナルでEOSを探る可能性	

temperature [MeV]time after bounce [sec]150

100 MeV	

10050

Peak temperature	

0Sumiyoshi et al. ApJ 2007	

0.0bounce	

0.5

1.0

time after bounce [sec]1.5ハイペロン/クォークの出現を探るには�• 原始中性子星の形成と進化を調べる �• 中性子量 µn↑ or 密度・温度 ρ, T↑�• 天体物理シミュレーション�
– ダイナミクスとニュートリノ放出�

• 原子核・ハドロン物理 at (ρ, T, Yp)�– 状態方程式（EOS）・ニュートリノ反応率�• 新自由度の出現を取り込んだEOSテーブル�

E = E N + E Λ + ...
p� = pN + pΛ + ...
€2FµΛ = k + m

*2
Λ+ UΛ

*vs	 µn→ U Λ m Λ ：ハイペロン相互作用	€状態方程式テーブルの系統的な構築�
• 広い範囲の密度・温度・組成	

• 一貫した枠組みで取り扱う	

• 実験データによるチェック	• 熱力学量(E, p, Xi, µi, S)�
��

EOS table�

Framework�

Nucleons�

Shen EOS�

RMF�

n, p, α, nuclei� -�Hyperon EOS�ρ=105~1015 g/cm3 	

T=0~100 MeV 	

Yp=0~0.5 	

Hyperons� Quarks� Ref.�
-�

Shen	

1998, NPA�RMF in SU(3)� n, p, α, nuclei� Λ, Σ, Ξ�-�Ishizuka
2008, JPG�Quark EOS�RMF + MITbag model�

n, p, α, nuclei� -�u, d, s�Nakazato 	

2008, PRD�LS-EOS�

Ext. of liquid
drop model	

n, p, α, nuclei� -�-�Lattimer	

1991, NPA���

バウンス後すぐに密度・温度が急激に上がる�
Hyperon-EOS	
100
tpb=0.68s	

density [fm-3]

0.4
0.3

2n0	0.5s	n0	0.2tpb=0	0.1
0.00

温度	
80
temperature [MeV]0.5
密度	tpb=0.68s	
60
400.5s	

2010520x1020 	radius [km]半径	Sumiyoshi et al., ApJL (2009)	

00

tpb=0	10520x1020 	radius [km]半径	tpb=0, 0.3, 0.5, 0.65, 0.68s 	

0.5秒でハイペロンが出現�
組成�

tpb=0s 	010n	-1

1010p	α	-2A	10-4Λ	10-510-4-5010
radius [km]Ξ-	Σ-	10-3

Ξ-	

10
520x1020 00	-510
radius [km]p	Λ	1010-310Λ	n	-2Σ-	-410p	 -1
1010-1
10-3

tpb=0.68s 	

0n	-2

1010

tpb=0.5s 	0α	Ξ0	

Σ0	10
520x1020 00	

Σ+	

520x1020	10radius [km]半径	

• 状態方程式が柔らかくなる	– 早くにブラックホールへ崩壊 	→ニュートリノ放出が短い	

Sumiyoshi et al., ApJL (2009)	

ブラックホール形成に至る場合のニュートリノ放出�
シグナルが消えた所でブラックホール出現�50
ν平均エネルギー�< Eν > [MeV]40

Shen-EOS	Hyperon-EOS	νµ	40Msun	νµ	νe	30νe	νe	νe	20

ハイペロン出現←継続時間�

10

1.3 sec	

0.7 sec	

00.0

0.5

1.0

time after bounce [sec]Sumiyoshi et al., ApJL (2009)	

1.5

コアバウンス	からの時間