超新星多次元輻射輸送計算の進展前田 啓一
東京大学 数物連携宇宙研究機構（IPMU）

Keiichi.maeda@ipmu.jp

密度

輻射輸送

電子温度

イオン状態

スペクトル

内容
• 超新星膨張物質内での輻射過程＆輸送まとめ。

• 最近の進展：新しい多次元輻射計算コード。
• 今後の方向＋まとめ。
爆発モデルをインプットとし、パラメータ・フリーで多波長（NIR – MeV）光度曲線・スペクトル進化計算が可能。

超新星の観測的特長（可視-NIR）• 年間500個以上発見(2006年557個、2007年584個)。
– 詳細な観測がなされるのは一握り。

• 典型的には、> ~ 10 Mpc（up to z ~ 1）.
– 点源。
– 典型的な最大光度 V ~ 16 – 18 mag （roughly）.
• 観測の大部分 = 可視光。
– 測光 + 分光（＋偏光）
解釈←輻射計算
超新星における物理（爆発機構等）

観測例

時間爆発前

Looking at
SN 2011fe
from Kashiwa(w/ 20cm,w/o CCD)

爆発後密度分布、元素組成/分布などの情報⇒爆発モデルへの強い制限

球対称から多次元へ爆発理論：多次元的SN 1987A: 多次元的• あIa型

Roepke+ 2005

II/Ib/Ic

Kotake+ 2004

GRB

超新星：点源< 2004-2006
球対称を仮定した輻射計算MacFadyen & Woosley 1999

球対称からのズレの観測的示唆の例
後期スペクトル（KM+）
初期偏光スペクトル（Tanaka+）

Ib/c型スペクトル＠～1年, by FOCAS/Subaru。
KM, Kawabata, Mazzali+ 2008, Science, 319, 1220
c.f., Ia型も非対称： KM, Benetti, Stritzinger+ 2010, Nat. Double-Peaks• 球対称物質からの後期放射は”必ず”一山（←輻射計算）。

観測から情報を引き出す：輻射計算
例：Ia/b/c型
爆発＋元素合成: <秒ー分
R < 1010-11cm

観測: 日～年
R~1014-17cm

膨張：
Thick⇒Thin

ガンマ線

初期（< １か月）
可視散乱・吸収56Ni=>Co=>Fe

加熱

可視光

後期（> １か月）
NLTE

輻射過程 / 輸送- 多次元構造（密度、元素、熱源）- 時間依存- 重元素リッチ- 高速膨張- ガンマ線→可視光

冷却“Homologous Expansion”~10,000 km/s
速度
動径距離

輻射から見た超新星Energetics• Ia/b/c型を例に…
– EK ~ 1051erg– Edecay ~ 3×1048 erg (M56Ni/0.1M)– Eth (by shock) ~ EK×(Vt/R0)-4 ~ 1035 erg @ 10 day• Eth, shock << Edecay ~ Erad << EK輻射⇒温度、イオン化状況

輻射⇒運動状況に影響しない輻射流体計算は（一般に）必要ない

II型ではEdecay ~ Eth, shockだが解くべき問題は同様。

多次元輻射計算：これまでの状況
2006 – 2011 (“SAMURAI”)
初期（Thick, week ~ month）

後期（Thin, month ~ year）

光度曲線

KM 2006, KM+2006
In: 爆発モデル
Out: Bolometric
熱源：放射性元素（56Ni） or hard-X（パルサー）
仮定：可視/UV Opacity=現象論的（＋波長平均）スペクトル

Tanaka+2006,7
In: 爆発モデル＋光度＋光球速度
Out: スペクトル
仮定：光度、光球

KM+2006
In: 爆発モデル
Out: スペクトル
仮定：fully optically thin

本来は、輻射輸送⇒光度・光球（output）
LBNL/Kasen: “Sedona”
MPA/Kromer+Sim: “ATIS”

超新星輻射輸送の特徴@初期• 重元素リッチ＋高速膨張⇒opacityへの影響。

Homologous Expansion

Opacity [10-12 cm-1]

静止物質

計算例（Fe-rich）

0.1c

物質静止系での波長が変化
Δλ~v/c×λ << 原子準位のつまり具合⇒“共鳴”： ライン吸収

新しい多次元輻射輸送計算コード
KM, in prep.

Handling Emission In Multi-Dimension for spectrAL and Light curve calculations
Multi-D

Multi-frequency Time-dependent• パラメータ・フリー（No adjustable param.）。
– 爆発モデル⇒スペクトル＋光度曲線（NIR - MeV）。
• 光球を仮定せず熱源からconsistentに解く。
• 輻射⇔物質→イオン化、温度→opacity。
– 現段階：LTEを仮定。
• 任意の熱源に対応。
– 現段階：56Ni/Co崩壊＋爆発の際の熱エネルギー。
• Monte-Carlo。hybrid並列（open-MP + MPI）。
• No black box。

モンテカルロ法による輻射輸送
物質静止系

観測者静止系①反応 / 次のメッシュ②反応の種類の決定③反応後の波長、エネルギー、方向の決定

①
光学
的
厚
み-log(乱数：0-1)

隣のグリッド

②
反応A

③
B

ラインなど
C

連続過程

光子軌跡

計算手順（time-dependent）
断面積, 光子源
時刻 t-Δt超新星膨張物質
密度、組成、熱源、速度温度、イオン化、励起状態

加熱

輻射場（X, γ）
 
I (r , l , , t  t )断面積, 光子源
輻射場（可視）加熱 
I (r , l , , t  t )
冷却

時刻 t

超新星膨張物質
密度、組成、熱源、速度温度、イオン化、励起状態

断面積, 光子源

輻射場（X, γ）
 
I (r , l , , t )加熱
断面積, 光子源

加熱

輻射場（可視） I (r , l , , t )冷却計算例：1D Ia型超新星モデル（W7）
温度時間

時間

時間
Fe+/Fe++V=R/tV

波長日数

一次元球対称~ 0.5 M line transitions（H - Zn）~ 107 photons per iteration
48 cpus (~ 2000 cpu hrs)

計算例：2D Ia型超新星モデル
KM, Terada, Kasen+, submitted.

高エネルギー放射（可視は今後）モデル@10Mpc

Astro-HやNuStarで検出可能。

Preliminary

計算例：2D非対称Ic型超新星モデル
角度平均20日
ZZRR40日
ZR

二次元軸対称~ 107 photons per iteration
モデル空間 40×40
放射は角度方向20ビン
48 cpus (~ 2000 cpu hrs)

今後の応用例• II型超新星（巨星、水素外層）。
– 熱源＝爆発時の熱エネルギー。
– Recombination wave⇒opacityの過程が重要。
• II型 vs. Ibc型。親星、非対称性？

• “Post” shock Breakout@1日－2週間。
– 熱源＝爆発時の熱エネルギー。
– 光球を仮定できない（光球外部に熱源）。
• 親星外層部の情報。親星の特定。

今後の物理過程拡張の可能性• 偏光（level 1）。
• LTE⇒NLTE（level 2）。
– いくつかの元素について詳細バランスを解く。
– 非熱的高エネルギー電子の影響。

• 輻射流体（level 3）。
• 計算時間短縮。
– 光学的に厚い領域に近似を入れる？（検討中）
例：今回の計算… 1D/2D: 2000 cpu hrs（角度ごとのスペクトルは粗い）
2D、角度ごとのスペクトルの詳細: 40,000 cpu hrs
3D（角度20 ×20）：800,000cpu hrs…

角度平均

角度ごと

超新星以外の問題への応用
時刻 t

密度、組成、熱源分布→輻射場→イオン状態・温度→opacity
時刻 t+Δt

密度、組成、熱源分布→輻射場→イオン状態・温度→opacity• 輻射計算の基本部分は一般的→様々な問題に適用可能（注：ただしNLTEが本質的な問題も多い）。
• Opacityは任意のもの（組成、密度、温度依存）が実装可能。
– 現状：X – γ = 対生成、コンプトン散乱、光電吸収。
NIR – UV = 原子（b-b, b-f, f-f）、トムソン散乱。

• 超新星以外への問題にも適用可能。

まとめ• モンテカルロ法による多次元超新星輻射輸送の現状。
– 多次元（1-3D）、多波長(γ-NIR)、時間依存。
• 爆発モデル⇒観測量。
– 観測と比較したい爆発モデルはありませんか？
• （特に）3Dは大規模計算機が必要。
– 求、計算資源。
• 物理過程のupdateは比較的容易。
– 今後、様々な観測に向けた計算を。
• 超新星以外にも様々な天体現象に応用可能（という期待）。
– 提案募集。