重力崩壊型超新星の爆発メカニズム：�
核物理と天文数値シミュレーションの連携�ν	ν	住吉光介�
沼津工業高等専門学校�
SN1987A	

原子核から星まで	

• 原子核物理：高温高密度での物質の性質	

• 宇宙物理�：超新星の爆発メカニズム	

素核宇宙融合レクチャーシリーズ第10回、2014.1.10-11、理研	

自己紹介�
• 沼津工業高等専門学校�

• 東京生まれ�– 5年間一貫（高＋大）�
– 国立の高等教育機関�

– 町田市で育つ�
– 下町の親・祖父母�
• 江戸っ子、職人気質�

• 物理の授業・担任など�
• 研究活動も行っている�• 沼津・三島に在住�
– 富士山の近く�

沼津高専webより	

鮨	

鰻	2�

履歴：原子核・計算・天文�• 1993: 東京都立大学	

– 原子核理論出身，博士論文：超新星状態方程式データ	

• 1993: KEK理論部	

• 1994-1999: 理化学研究所	

– スパコン，�計算科学，�RIビーム加速器施設	

• 1996: Max Planck Inst. Astrophys.	

– 天文数値シミュレーション	• 2000~ :沼津高専	

• 2011: KEK理論部	

– 6Dコード開発�

• 専門：宇宙原子核物理学�
(Nuclear Astrophysics)�

• 天文学者ではない����

�（と思う）�

超新星の爆発メカニズムを解明するには�
• 4つの力（重力・電磁力・強い力・弱い力）全てが関与する�
• 流体力学�• ニュートリノ輻射輸送�
• 一般相対論�

• 原子核物理学�
• 素粒子物理学�
• 計算科学�「星のダイナミクス」と「ミクロ科学」を同時に解明する�
加速器施設	• グランドチャレンジ問題�
数値計算シミュレーションによる解明�
– 様々な分野の研究者による協力�
– 大規模なスーパーコンピュータ�
が必要	

計算科学施設	

http://www.rarf.riken.jp	

http://jp.fujitsu.com	

4�

レクチャーのポイント�• なぜ超新星爆発シミュレーションは難しい？�
– 極限物質科学とダイナミクスの競争�

• 状態方程式の観点で見る超新星�
– どのような極限状態なのか�
– ダイナミクスへの関わり�

• 核物理が絶妙な役割を果たしている�
– 大規模計算の苦労のうらにあるもの�
– どんな状況かイメージできるようにしたい�レクチャーの内容�
• 超新星爆発メカニズムの謎とは？�
– 重い星の最期、重力が爆発エネルギーの源�

• どんな極限環境で何が起きるのか？�

– 鉄コアから爆発へ：高温高密度、中性子過剰�

• 極限物質の性質を決めるには？�
– 中性子星・超新星：状態方程式の基本�
– 超新星：状態方程式データテーブル�• 爆発における原子核物理の役割は？�
– 状態方程式とニュートリノ反応の影響�
– 超新星ニュートリノから状態方程式を探る�

• もっと大規模な計算が必要なのか？�
– ニュートリノ輻射輸送、計算科学との連携�

超新星爆発とは？�
重い星の進化の最期に起こる大爆発�超新星爆発：ある日突然、非常に明るい星が現れる�
１９８７年２月２３日に観測された超新星	

爆発前	
実は、重たい星の進化の最期	

(~20Msolar )	

爆発後	やがて暗くなり消える	

A.K.Mann "Shadow of a Star" (W.H. Freeman and Company, 1997)	

出現頻度：年間数百個ほど観測されている	

一つの銀河で百年で１〜２回起きる程度		

SN 2012A - 2012il	

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/bios/deMello/deMello_image.html	

http://hubblesite.org	

• 観測例：6369個+	

- 2012年:246個	

- 2013年は227個		

SN 2013A – 2013hs	

Crab Nebula (SN1054)	

http://www.spacetelescope.org/images/opo9919i/	

- 今年既に1個		

SN 2014A�(1/1)	

http://www.sai.msu.su/sn/sncat/		• このうち、およそ半分が		重力崩壊型超新星		 他に、爆燃型超新星など�

SN 1994D	

SN 1997D	

歴史の中の超新星爆発:古くは２世紀から記述�
中国・日本での記録	 かに星雲：1054年に観測された超新星爆発の残骸	
客星“Guest Star” 、宋史	

明月記、藤原定家	

国会図書館	

From Gravitation by Misner, Thorn, Wheeler	伊藤直紀「宇宙の時、人間の時」より�

Wikipedia	

超新星で残されるもの：中性子星/ブラックホール	

かに星雲の中心にはパルサー	

中性子星：超高密度の天体	

質量： 	

太陽質量の1.4倍	

半径： 	10km	

密度： 7億t/１cm3=7x1014cm3		

中性子星の大きさ	

富士山が	隠れるくらい	

http://chandra.harvard.edu	

http://hubblesite.org	

パルサー：規則正しい電波を出す		

（例：１秒に３０回）	

→ 高速回転する中性子星	

Sound: http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/	

google map	

巨大な中性子過剰原子核	

A~1057 	

Z/A~0.1 or Quark?	

核物質密度: ρ=3x1014 g/cm3 =0.17 fm-3	

超新星で放出されるもの：重元素	

高温高密度で、爆発的に重元素合成が行われる	
重元素：鉄（原子番号26）以降	作られた元素を放出	

X-ray image	

http://ccinfo.ims.ac.jp/periodic/indexj.html

金・プラチナ・レアアースなどの起源は	超新星か？	

http://periodictable.com	

http://chandra.harvard.edu	

カシオペアA：�
超新星（~1680年)の残骸�
44Tiの存在を確認 	

超新星SN1987Aからのニュートリノが観測された�
ニュートリノ検出研究施設：	

KAMIOKANDE-II (1983-1996)	

水タンク 3000t + 光電子増倍管 1000本	

SuperKamiokande	

岐阜県神岡鉱山	

~1016 個のニュートリノがタンクを通過	12秒間に11個が検出された	
平均エネルギー: Eν ~10 MeV	

全エネルギー: ~1053 erg	

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/	2002年ノーベル物理学賞�
ニュートリノ天文学の始まり	

http://nobelprize.org	

超新星現象での爆発エネルギー�
放出されるエネルギーのスケール 	
•放射エネルギー:�
–•爆発エネルギー:�–•

光度: 1041 ~ 1042 erg/s	�Erad~1049 erg	�Ekin~1051 erg	物質放出の運動エネルギー	

ニュートリノエネルギー:�Eν~1053 erg	–Hans Bethe	

SN1987Aニュートリノ検出データ�

http://www.nobelprize.org	

1967年ノーベル物理学賞	

星でのエネルギー生成	

1[B]＝1051 [erg]	

太陽が45億年燃える間に放出するエネルギー: ~1051 erg–
太陽の放射光度： 4x1033 erg/s�
原子力発電所の年間発電量: ~1023 erg–
原子炉1基の出力： ~106 kW =109 J/s =1016 erg/s	

1[J]＝107 [erg]	

輪廻転生�
元素�

星の死�

星の誕生�

星の進化�

超新星爆発の役割�
• 高密度天体の起源�
– 中性子星・ブラックホールが生まれる�• 元素の起源�
– 重元素を作り、次の星の材料となる�• エネルギー源�
– 物質を放出、混ぜ合わせる、宇宙線加速�

• 星の誕生の引き金�
– 衝撃波により物質分布に影響、銀河の進化�超新星爆発へ至る道筋�
星の重力エネルギーの解放�

星の進化と最期：重力エネルギーの解放��• 太陽: 1Msun �（寿命100億年）�

(1Msun=2x1030 kg)	– 重力により物質が集まり、高温高密度に�
– 核融合反応が起こる�→�エネルギー源�– 星を支える圧力、光り輝く��

4つの陽子 → ヘリウム原子核＋エネルギー	

• 大質量星：~20Msun

�（寿命1千万年）�

– より高温高密度、核融合反応が次々と起こる�
– 燃料が尽きて潰れてしまう�→�重力崩壊へ�
– 超新星爆発、中性子星/ブラックホール誕生�原子核の安定性�

Binding energy per nucleon	

• 束縛エネルギー	���一核子辺り	

• 最も安定なのは		56Fe		

B/A=8.6 MeV	56Fe	• 星の進化（核燃焼）は 56Feまで�
Mass Number	大質量星の晩年には、鉄コアができる�
H	

He	
H	

星の進化	
初期	

C/O	He	H	・・・	Si	C	He	H	Fe	Si	C	He	H	
晩年	

星の中心で、温度・密度が上がり、核融合反応が進む	

H → 4He → 12C → 16O → 20Ne → 24Mg → … → 56Ni/56Fe	

• タマネギ構造の中心に鉄コア�
– 原子核の中で鉄(56Fe)が一番安定�• もう核融合反応が起きない（燃料切れ）�
• どんどん鉄が溜まり重くなり → 限界質量に達する�
• 星を支える圧力が足りない → 重力により潰れはじめる�重力崩壊�

重力崩壊型超新星爆発	

~20Msun	

重力崩壊	

鉄のコア
Fecore	ν� ρc ~1010 g/cm3	� ρc ~1012 g/cm3	

Tc ~1 MeV	

Yec ~0.42 	

電子捕獲	反応	ν-閉込め	Tc ~2 MeV	

Yec ~0.34	

ν
ν
ν
ν反応	

超新星ν
	

ν1000 kmν

コアバウンス	爆発	� ρc ~3x1014 g/cm3	νTc ~5 MeV	

Yec ~0.31	

中性NS子星	νν νShockwave
�衝撃波�

�

ρc ~4x1014 g/cm3	Tc ~10 MeV	

Yec ~0.31	

元素合成�

km~ 10	

中性子星	
T~0 MeV, Ye<0.1	

時系列	 大質量星から中性子星まで�
~107 years	
• 中心のFeコア ~20Msun 	

星の進化モデル	• 重力崩壊，�バウンス，�爆発	

~1 second	

ここが難問題	ν	~20 seconds	

超新星シミュレーション	

• 原始中性子星誕生・冷却	– 超新星ニュートリノ	

中性子星の進化	• 中性子星の冷却	~103 years	
http://chandra.harvard.edu/photo/	

– Photons	

Mann "Shadow of a Star" 	始まりは鉄コア：重力崩壊に至る直前�
太陽質量の10倍以上の星	

星のたまねぎ構造	

寿命１千万年	

• 星の進化モデルによる結果を用いる�
– モデル依存性：核反応率，対流�• 中心の鉄コアが主な役割�

Fe	Si	O, Ne, Mg	
C, O	He	
H	

コア＝中心部分	

– 外層部分は爆発後の元素合成で重要となる�• 質量 ~1.4Msun,半径 ~104 km�
– チャンドラセカール限界質量�– 電子の縮退圧で支えられている�

層状に元素が溜まっている	• 星の質量・古さ(金属量)などによる違いがありうる��– どれでも爆発するのか、中性子星�or ブラックホール？�

鉄コアから爆発へ：ダイナミクス概観�
大まかなシナリオ�
鉄コアがつぶれる��↓�
中心がはね返る��↓�
衝撃波が発生��↓�
爆発へ��
約1秒ほどの出来事�

（少し昔の）数値シミュレーションの例	
３００キロ	

Adam Burrows (1995)	

色は温度に対応する（赤: 熱い、青：冷たい）	

爆発メカニズム：鉄コアの重力崩壊�
• 鉄コアが潰れだして、密度・温度が上昇�
（１）	
�（２）	

内部コア	

鉄コア	

重力崩壊開始	鉄コア	

半径6000キロ	

中心の	 密度 1010 g/cm3	

温度 1010 K	爆発メカニズム：中心がバウンス�
• はね返り、衝撃波が発生 →�爆発へ�
（３）	

鉄コア	

衝撃波	 （４）	

鉄コア	

原始中性子星	内部コア	

コアバウンス	
中心の	 密度 5x1014 g/cm3	

温度 1012 K	
これ以上圧縮できない、固い核物質	

半径20キロ	

原始中性子星の誕生	→ 超新星爆発へ	爆発のエネルギーはどこから？	

• 鉄コアから中性子星へ圧縮 (Mcore~1.4Msolar)	

– RFe~5x103 km	

→ RNS~20 km	

• 重力エネルギーの解放により得られる	

$ GM 2 GM 2 '53
ΔE Grav = −&−) ~ 10 erg
RNS (% RFe

100[B]	

爆発には十分なエネルギーに思えるが	€• 爆発エネルギー: 		

Eexp ~ 1051 erg	1[B]	• ニュートリノエネルギー: 	

Eν ~ 1053 erg	99[B]	

実は、ほとんどがニュートリノ放出に消費されてしまう	爆発メカニズム：鉄コアの重力崩壊�
• 鉄コアが潰れだして、密度・温度が上昇�
（１）	
�ν	

（２）	

鉄コア	
内部コア	鉄コア	ν	ν	中心で	ニュートリノ発生	
ν	

重力崩壊開始	ν	ν	 ν	ν	 ν	ν	
ν	 ν	
ν	

半径6000キロ	

中心の	 密度 1010 g/cm3	

温度 1010 K	

ニュートリノ閉込め	→密度100倍	 密度が高すぎて	ニュートリノは脱出できず	中心に溜まり始める	爆発メカニズム：中心がバウンス�
• はね返り、衝撃波が発生 →�爆発へ�
（３）	

（４）	

鉄コア	

ν	

ν	

ν	

ν	

鉄コア	

原始中性子星	

ν	ν	
ν	
ν	
ν	
ν	 ν	
ν	ν	
ν	

ν	
ν	ν	
ν	 ν	ν	ν	ν	ν	

コアバウンス	

超新星爆発	

中心に大量のニュートリノ	

超新星ニュートリノとなる	

徐々に放出される	

約20秒ほど続く	２０世紀末ころの爆発メカニズム分類	
Prompt Explosion�
衝撃波が無事に��鉄コア表面に到達�
流体力学的に爆発�––•τdyn ~ 10 msec�

	IF 鉄のコアが小さい		
状態方程式が柔らかい�•

1000km	810radius [cm]•9107106105100.00.2

0.4

0.6

time	time [sec]Sumiyoshi ‘01	

10ms	

Shock position (radius-time)	

Delayed Explosion�
––

衝撃波は数100kmで��失速�
ν-加熱により復活？�
•1000km	ν-heating	τdyn ~ 100~1000 msec�

	IF ν加熱が十分	

100ms	time	Woosley ‘94	

ニュートリノが爆発の鍵を握っている�• 重力エネルギーの変換�– 圧縮 → 熱エネルギー → ニュートリノ発生�
– その約1%が爆発エネルギー�

• 放出ニュートリノの一部が使われる�– 物質に吸収されて加熱に寄与、衝撃波を後押し�
衝撃波	

中心部に	ニュートリノ	

加熱	

一部を吸収	どれくらい		ニュートリノが作られる？		

中心に溜まっているか？		

放出される量は？		

途中で吸収されるのか？	
ν	超新星ニュートリノ	ニュートリノ加熱によるディレイド爆発�
半径�

Bethe-Wilson (1985)	

衝撃波の位置	

爆発へ	

103km	

重元素合成	

R-process	

ν-heating	

原始中性子星	Proto-neutron star	~300ms	

伝説の爆発計算 (J. Wilson)�

コアバウンス後	の時刻�

長い時間スケールを計算 ��〜1秒間�
Figure From H. Suzuki