爆発における原子核物理の役割は？�
ニュートリノ反応の影響�超新星コアでのニュートリノ反応�
輸送方程式の散乱項：ν個数・エネルギー変化→物質の加熱冷却	• 放出/吸収:�� e- + p ↔ νe + n ��e- + A ↔ νe + A´�� e+ + n ↔ νe + p	

• 散乱:�
� νi + N ↔ νi + N ��νi + A ↔ νi + A	� νi + e ↔ νi + e	

• 対生成・消滅:�
�e- + e+ ↔ νi + νi �
�γ* ↔ νi + νi �
�N + N ↔ N + N + νi + νi �
� i=e, µ, τ�• 実験が難しい�– ν吸収断面積: σ ~ 10-41 cm2�
– 高温高密度物質�

• エネルギー依存性�– 相互作用の特性: σ ~ Eν2�– 原子核の構造を反映: σ ~ A2�超新星コアにおける原子核組成�
Shen-EOS	

Furusawa-EOS	

Neutron, proton, d, t, 3He, 4He,…	

All of nuclei up to A~1000	

In nuclear statistical equilibrium	

Neutron, proton, 4He	One species of nuclei	

approximation	

Z	Z	

ρ=1011 g/cm3	
T=1 MeV	

Yp=0.3		

重力崩壊�
x"x"91Se	Furusawa-EOS	

Shen-EOS	

N	

代表的な核種1つ�
Furusawa et al. ApJ (2011)	

N	

多種多様な核種�

原子核組成の影響：重力崩壊・バウンス(1D)�
電子捕獲↑ �ニュートリノ閉込め↓�

• 核種混合組成を考慮�
Newelectron capture rates	�- Langanke, Pinedo (2003)	

- � Shell Model + RPA, 45 < A < 112	• 代表一核種�

�初期衝撃波エネルギー↓�鉄コア表面	

Ye	

初期衝撃波	

S	バウンスコア	�Electroncapture rates	- Bruenn (1985)	

- Simple formula, N>40 blocked	ρ	• バウンスコアサイズ↓�衝撃波を阻む外層が増える�v	

�

ΔMin=0.1Msolar~1.6x1051 erg↓�

爆発エネルギーに匹敵�	at bounce	Hix et al. PRL (2003)	

ニュートリノ加熱と状態方程式：組成�• コアバウンス後において�
– 原始中性子星の表面�
– 衝撃波の背面�

ν 	4He	• 核子・原子核の組成は？�
ν 	n, p	ν 	ν 	n, p, 	d, 3He, t	

4He	

emission	

proto-neutron star	d, 	3He, t	ν 	absorption	

shock wave	

ニュートリノ放出・吸収�→ 冷却/加熱�
→爆発メカニズム�Hot dense matter after core bounce�At tpb=150ms after bounce	

Mass fraction	

1.0

Density	nuclei	

n	0.8

Xi

0.6

Ye	

0.4
0.2
0.0

Temperature	Sumiyoshi & Röpke, PRC (2008)	

LS-EOS	
Shen-EOS	
α	p	

101001000
radiusc [km] shock	

Sumiyoshi et al. ApJ (2005) 	

軽元素が大量に現れる（4Heだけではない）	

p, n, d, 3H, 3He, 4He, nuclei	

0At tpb=150ms	 10

Sumiyoshi & Röpke	

PRC (2008)	

Heating region	

Proto-neutron star	n	p	-1

4He	

10-2

d	

Mass fraction	 10-3

3H	Xi

10-4

10-51010-6-7

10

XnXp
XdXt
X3HeX4He
XA

A>5	10r [km]4
• He abundant at r > 100km 	

• d, t, 3He abundant at r < 50km
See also. Arcones et al. PRC (2008)	

3He	shock	100

radius [km]		

→ heating/cooling rates		→ ν-emission, absorption	

ν-heating through light nuclei	

Nakamura (2009), Furusawa (2013)		 e- + A´		 e+ + A´	 νi´ + A´

νi + A 	

νi + A 	

νi + A 	Fe core surface	

Stalled shock	Fe	d	heating	• Charged-current	• Neutral-current	(inelastic)	

He	Fe	d	~100ms 	

after bounce	He	ν	ν-emission	

He	t	d	ν	ν	 ν	Protoneutron star	t	d	Rν, RPNS	~80km	d	ν	Rgain	RShock	~150km	

RFe	1000km					ν-重陽子反応：ニュートリノ加熱への寄与	

Nakamura, Sumiyoshi and Sato PRC (2009)	

• Application of neutrino-deuteron reactions		• Average energy transfer from neutrino to matter�

cf. ν +	 3H, 3	 He	 		ν +	 4He		

→ breakup	ニュートリノ加熱率の評価�
2LEMeV• Nucleon	

Nν ,52 ν ,15Qν ≈ 223⋅
X i[]
2R7s⋅ N	L
MeV
• Nuclei	QνA ≈ 32 ⋅ 2 ν ,52 X i σE ν −A [] Haxton PRL (‘88)	

R7 E ν ,15s⋅ N	Average€ energy transfer x cross section	 σE ν −A [10 −40 MeVcm 2 ]3He, t > ν-4He 	

• 加熱率:
ν-deuteron>ν€	<Eν> ~ 15 MeV	dが沢山いれば効く	

€~ < Eν >/3	Nakamura, Sumiyoshi & Sato PRC (2009)	

O'Connor et al. PRC (2007)	

10

Neutrino heating via light nuclei in 2D�
• Light nuclei may affect shock dynamics�

Furusawa et al. ApJ (2013)	

状態方程式の影響：衝撃波は復活するか？�
もしも、爆発させたいなら、、、	

•�状態方程式が柔らかく	> ρ0	
内部の温度・密度 ↑	ν光度・エネルギー ↑	

多次元流体ダイナミクス（対流,SASI等)	の中でν加熱・冷却	

Stalled	

Shock wave	

•�原始中性子星の表面	 ~10-2 ρ0	ν	

νが出やすい環境	•�停滞衝撃波の辺り	~10-5 ρ0	

νを吸収しやすい環境	ν	heating	cooling	

まだ考慮されていない反応はないか	 Proto-NS	

多次元計算での影響を調べる必要	

M, R	, Eν, Lν	ν	~100km	

After bounce	~100ms