天文学会2023年秋季年会@名古屋大学 2023/9/20

超新星ニュートリノ解析コードSPECIALBLENDによるSN1987Aの解析

Harada et al., ApJ, 954, 52 (2023)
Harada et al., in prep.

原田 了 (理研iTHEMS)
共同研究者: nuLCコラボレーション (中里健一郎 (九州大), 中西史美, 原田将之, 小汐祐介 (岡山大), 森正光 (国立天文台), 赤穂龍一郎 (早稲田大), 諏訪雄大 (東京大), 住吉光介 (沼津高専), ロジャー・ウェンデル (京都大))天文学会2023年秋季年会@名古屋大学 2023/9/20

超新星ニュートリノ解析コードSPECIALBLENDによるSN1987Aの解析

Harada et al., ApJ, 954, 52 (2023)
Harada et al., in prep.

原田 了 (理研iTHEMS)
共同研究者: nuLCコラボレーション (中里健一郎 (九州大), 中西史美, 原田将之, 小汐祐介 (岡山大), 森正光 (国立天文台), 赤穂龍一郎 (早稲田大), 諏訪雄大 (東京大), 住吉光介 (沼津高専), ロジャー・ウェンデル (京都大))nuLC コラボレーション
neutrino Light Curve

Roger Wendell(京都大, 実験)
小汐由介、原田将之、中西史美(岡山大, 実験)原田了(理研, 理論)、
諏訪雄大(東京大, 理論)、
森正光(東京大, 理論/実験)、赤穂龍一郎(早稲田大, 理論)

中里健一郎(九州大, 理論)

住吉光介(沼津高専, 理論)

超新星ニュートリノ観測と理論
超新星からのニュートリノ放射ν

超新星シミュレーションνν

ニュートリノ観測ν

超新星の理論屋とニュートリノの観測屋の密接なコラボレーションが必要！
νν© Kamioka Obs., ICRR, UT

大規模スパコン
高次元高精度の精密計算

SN1987A©NASA, ESA/Hubble

SN1987Aのみ？
Courtesy of Suwa

超新星ニュートリノの爆発フェーズ
Tamborra+ (2014)•爆発フェーズ•様々な物理過程が複雑に絡み合っていて、理論的な不定性が大きい•原始中性子星冷却フェーズ

generated by DreamStudio

重力崩壊→コアバウンス→衝撃波停滞→乱流発達→衝撃波復活

超新星ニュートリノの原始中性子星冷却フェーズ
Nakazato+ (2022)•爆発フェーズ•様々な物理過程が複雑に絡み合っていて、理論的な不定性が大きい•原始中性子星冷却フェーズ•比較的物理がシンプル(1次元拡散近似)で、不定性が少ない•nuLCコラボレーションではこちらに着目→単純な後期フェーズをロバストに推定してから、複雑な前期フェーズの解析の手がかりにする

マントル収縮冷却フェーズ→shallow decayフェーズ→volume coolingフェーズ

理論テンプレート：解析的モデリング•Shallow decayフェーズ以降の、質量と半径が定まった状況に着目
Nakazato+ (2022)

マントル収縮冷却フェーズ→shallow decayフェーズ→volume coolingフェーズ

理論テンプレート：解析的モデリング•Shallow decayフェーズ以降の、質量と半径が定まった状況に着目•γ=2のポリトロープ状態方程式を使ったLane-Emden解で原始中性子星の構造をモデル化し、ニュートリノ拡散近似に基づいてニュートリノ光度と熱的平均エネルギーの時間進化を記述する
6MRPNSPNS
51−1
L = 3.3 × 10 erg s( 1.4 M⊙ ) ( 10 km )MPNS
⟨Eν⟩ = 16 MeV( 1.4 M⊙ )
6/5

MPNS
t0 = 210 s( 1.4 M⊙ )3/2t + t0gβ
( 3 ) ( 100 s )−6RPNS( 10 km )−2RPNS( 10 km )−6/5

4−6t + t0gβ
( 3 ) ( 100 s )

gβ
( 3 )

−3/2

4/5

Etot
( 1052 erg )−1/5
Suwa+ (2021)•パラメータはMPNS、RPNS、Etot (shallow decayフェーズでのニュートリノ放射総エネルギー、中性子星の全エネルギーではない)の３つ

解析手法の提案

2•χ を使うのはad hocなやり方、Suwa+ (2022)

理論レート

観測平均エネルギー
理論平均エネルギー

観測レート
22(⟨ϵ⟩−E+,i)(N/Δt−ℛ)ieiii2χ =+2 /N2 )∑ (ℛ(0.05E)+ie ,ii
i∈time bin•χ-squareフィッティング
解析解のカウントレートと平均エネルギーを使ってχ2を最小化するパラメータを探す

Gauss分布するデータに使うべき•本来はPoisson分布を利用する

解析パイプライン：SPECIAL BLEND•Poisson分布+Bayesアプローチによるパラメータ推定コード•Supernova Parameter Estimation Code based on Insight on Analytic Late-time Burst
Light curve at Earth Neutrino Detector (SPECIAL BLEND; AH+, ApJ, 954, 52 (2023))•Google colaboratoryなどで動く公開コード•簡単に使えるので、ぜひ遊んでみてください！

mass [M! ]energy [1052 erg]

•典型的な推定結果が右図•赤線と緑線は遠方用と近傍用の解析結果、青線はχ2の結果•典型的には真の値をまあよく再現できる

UBLH
BLH
GALH

68% CI
95% CI
best fittrue value

1.7
1.5
1.3
11109111213 1.3

radius [km]

1.5

1.7

mass [M! ]91011

energy [1052 erg]

AH+ (2023)

SN1987Aニュートリノ

α=2α=4α=0

SN1987A©NASA, ESA/Hubble
Courtesy of Suwa

Loredo & Lamb (1989)
時間依存モデルジョイント解析のみ

Jegerlehner et al. (1996)
時間平均モデルMirizzi et al. (2006), Fig. 4 superposed
ジョイント解析と個別解析•SN1987Aのニュートリノ解析はされてきていても、あくまで現象論的なパラメータを求めていた。
また、KIIとIMBで結果に食い違いがあった。

NS1987Aのパラメータ推定•SPECIAL BLENDでKII/IMBのデータを解析•KIIのベストフィットはIMBの68% CIの内側←先行研究ではIMBのデータクオリティを過大評価していたかも？
+0.66
53+6.3+0.60•ジョイント解析パラメータ推定の結果：MPNS = 0.89−0.38 M⊙ RPNS = 14.1−4.6 km Etot = 1.51−0.49 × 10 erg
2.5
2.5causality

68% CI
95% CI
maximumenergy [1053 erg]

mass [M! ](Preliminary)
543210MSP J0740+6620

SKa

1.5 GW170817
1.5

1.0
10.50.5(Preliminary)

SkI3

PREX-IISkMpDD2PSR J0030+0451

SπRIT

X-ray bursts
RCNP

099fiducial021101011111212131314141515R (km)00 10 20 30 40 50 0 1 2 3 4 5 0
radius [km]mass [M! ]12

3

4energy [1053 erg]

AH+ in prep.

ShenTogashi

43

SLy4

22.0

M/M⊙

joint
KII
IMB

M-R関係への制限 (Sotani+ 2022のFig. 2に重ね書き)まとめ•将来的な超新星ニュートリノ観測に備えて、公開解析コードSPECIAL BLENDを開発•簡単に動き、パラメータ推定性能も悪くない•SN1987Aからのニュートリノを解析し、NS1987Aのパラメータを推定した：+0.66
53+6.3+0.60
MPNS = 0.89−0.38 M⊙ RPNS = 14.1−4.6 km Etot = 1.51−0.49 × 10 erg

Courtesy of Suwa

energy [1053 erg]

mass [M! ]jointKIIIMB

68% CI
95% CI
maximum

543
2
1043
2
100 10 20 30 40 50 0 1 2 3 4 5 0
radius [km]mass [M! ]1234energy [1053 erg]