2010.3.16 @東大小柴ホール東京理科大理工鈴木英之 A03 クォーク力学・原子核構造に基づく爆発的天体現象と元素合成研究内容核物理の研究者と天体物理の研究者の連携により、格子 QCD などで得られるハドロン間相互作用を基礎とした現実的な状態方程式や原子核構造モデルを用いて、超新星爆発やブラックホール形成の一般相対論的数値シミュレーションを行い、そのダイナミクスや宇宙における元素の起源の解明を目指す。その際、第一世代・現世代星の進化モデル、爆発的元素合成以外の多様な元素合成サイト、元素組成の観測データを用いた超新星モデルへのフィードバック、放出されるニュートリノ、重力波の将来観測からのハドロン物理へのフィードバック、数値相対論とニュートリノ輸送の結合などに関する研究も行う。高密度物質の状態方程式・原子核構造モデル・反応率 ⇑ 天体現象モデルの構築数値シミュレーション爆発的天体現象元素合成 ⇐⇒ 観測データ元素組成，ニュートリノ，重力波研究組織研究代表者研究分担者連携研究者鈴木英之（東京理科大・全体の統括）柴田大（東大・重力崩壊や合体の数値相対論、重力波計算）梶野敏貴（国立天文台・核物理と元素合成）住吉光介 (沼津高専・極限状況下での核物理と SNE,BH 形成 simulation) 梅田秀之 (東大・星の進化、元素合成計算) 大西明（京大・クォーク・ハイペロンを含む状態方程式）山田章一（早大・超新星爆発、ブラックホール形成のダイナミクス）瓜生康史（琉球大・数値相対論、平衡形状計算）千葉敏（原研・核データ、核分裂と元素合成）岩本信之（原研・s 過程、r 過程元素合成、星の内部の物質混合）吉田敬（国立天文台・ニュートリノ元素合成、大質量星の進化）親松和浩（愛知淑徳大・核データと核物質の状態方程式）鷹野正利（早大・高密度核物質の精密変分計算） ‫⎇↹܈‬ⓥA03᫨᭚᭔ᮧ᭚ജቇᮦේሶᩭ᭴੗ᬞၮᬘᬂ῜⊒⊛ᄤ૕⃻࠾ᬛర⚛วᚑ᫩ ஸᧁᯘઍ‫؛‬᫞⎇ⓥᬡ⛔᜝ᯙ ᕡᤊ੤ൻ᫞ర⚛วᚑ᫞ᰢ੺⒟ᬝᬜ ᪢↰᫞᫃ୱ᫞ศ↰᫞ጤᧄ᫞ජ΢ ᕡᤊᮍ᭲ᮖ ᭫᭏᭵ᮊ᭚᭤ ᢙ୯⋧ኻ‫ޠ‬᫞୰ജᵄ ᩊ↰᫞ⅶ↢ ࣕᣂᤊ῜⊒᫞ᮁᮔ᭮᭚ᮆᮧᮖᒻᚑ᫞᭶ᮐᮧ᭳ᮕ᭹᡼಴ ૑ศ᫞ጊ↰ ⁁ᘒᣇ⒟ᑼ ᄢ‫ڿ‬᫞ᇄୱ᫞ۛ᧻ ෻ᔕ₸ ᕉ৓਽ ‫⎇↹܈‬ⓥA02᫨᭚᭔ᮧ᭚ജቇᬞၮᬘᬂේሶᩭ᭴੗᫩ ‫⎇↹܈‬ⓥA04᫨ಽୱᮮᢿ᭍ᮖ᭟ᮕ᭥ᮋᬛ‫▚܈‬ᯏ᭢ᮊᮐᮗᮧ᭢ᮒᮞ᫩ 研究会 • 第３回沼津ワークショップ「クォーク力学・原子核構造に基づく爆発的天体現象と元素合成」March 16-18, 2009、沼津工業高等専門学校 • 第２回分野融合型研究会「天体観測、隕石分析、天体核物理学による同位体組成と元素の起源の研究」、２０１０年２月１６∼１７日、国立天文台 • 10th International Symposium on ”Origin of Matter and Evolution of Galaxies (OMEG10)”, 2010 March 8-10, Osaka University 本科研費でのポスドク雇用 • 中村航 (国立天文台、H21 年 4 月 1 日∼) ガンマ線バーストのモデル：回転するブラックホール降着円盤からのニュートリノによるジェット状爆発に関する Harikae et al. 2010 の流体データを用いて、ｒ過程元素合成計算 Ic 型超新星爆発による軽元素合成 (ニュートリノ反応と核破砕) SN1998bw の数値流体モデルを使ったニュートリノ入り核ネットワーク計算と、高速 ejecta と星周物質の衝突による核破砕 Type Ic supernova C,O 12C( w-Z and rapidly e, e+n)11B Mass fraction of LiBeB 10-6 7Li 7Be 10B 11B 11C 10-7 10-8 10-9 10-10 10-11 2 H,He + C,O 6,7Li,9Be,10,11B 4 6 8 10 12 Mass [/Msun] 14 16 • Luca Baiotti (京大基研平成 21 年 11 月 1 日∼22 年 1 月 15 日) 研究テーマ「連星中性子星の合体と重力波」成果：連星中性子星の一般相対論的シミュレーションを柴田と独立に実行し、お互いの結果を比較し、両結果の信頼性を確証した。 • 木内建太、(京大基研平成 22 年 2 月 1 日∼) 研究テーマ「中性子星および連星中性子星に対する一般相対論的磁気流体計算」成果：一般相対論的磁気流体コードの MPI 並列化を実行し、またそれを用いたシミュレーションを実行し、トロイダル磁場を持つ中性子星の不安定性を明かにした。さらに現実的状態方程式とニュートリノ放射を取り入れたコードの開発を進めている。 • 吉田敬 (東大 H21 年 4 月∼) 研究テーマ：大質量星の進化、自転の影響成果：自転する大質量星の進化計算コード開発。非回転の大質量星についても計算を効率的に行える進化計算コードを開発し、これまでよりも広範囲なパラメータースペースで多くの進化計算を行い、質量放出された物質を含んだ化学組成の計算を行った。 Z=10-4 0.001 0.004 0.01 Z=0.02 Wind Mass (M ) 炭素燃焼終了時の恒星質量 80 60 40 20 0 13 15 18 20 25 30 35 40 50 70 100 13 15 18 20 25 30 35 40 50 70 100 Initial Mass (M ) Initial Mass (M ) (実線) m-2.35)で平均 Initial mass function (N(m) M = 13 ~ 100 M SN yield from Kobayashi et al. (2006) (点線) – 100M , Z = 0.02 では 89M もの質量損失 IMF averaged yield 100 SN wind 10-4 10-3 15N 10-4 10-3 Z 10-3 10-4 10-6 16O 10-2 17O 18O 10-4 の寄与大 10-3 Z 101 100 10-1 10-2 10-3 10-4 10-5 10-6 10-7 10-2 で 13C 10-5 10-4 IMF averaged yield 14N 12C 10-2 10-2 Z > 0.01 では、 12 C,14 N,17 Oなどは、超新星より恒星風で多く放出される。 – Z 10-1 10-3 Z 10-2 ハイペロン状態方程式 (石塚，大西による Shen EOS の拡張) 50 40 n p 10-1 Σ− Σ0 Λ α -3 p Ξ− 10-2 10-4 Σ 0 Ξ 10-4 + 10 radius [km] Σ0 0 Ξ 5 20 20x10 10-5 20 0 53 10 Ξ− 30 10 α Σ− -3 10 10-5 n 10-1 Λ 10-2 0 < Eν > [MeV] 10 2x10 0 Lν [erg/s] 0 10 + 1 Σ 0 10 radius [km] 20 5 20x10 0 0.0 0.5 1.0 1.5 time after bounce [sec] Fig. 2.— Mass fractions of hyperons in model IS are shown as a function of radius at tpb =500 (left) and 680 ms (right). Sumiyoshi et al., Astrophys. J. 690 (2009) L43-L46 ハイペロン EOS と、LS180/220 EOS との識別可能性 (中里他 2010) Fig. 3.— Average energies and luminosities of νe (solid), ν¯e (dashed) and νµ/τ (dash-dotted) for model IS are shown as a function of time after bounce. The results for model SH and LS are shown by thin lines with the same notation. ニュートリノ輸送計算の進歩 • FLD (Flux Limited Diﬀusion) Max-Planck, Burrows ’80s nν (t, r), uν (t, r) Fν cΛν ∂uν = − = 3 ∂r { − cλ3ν cuν ∂uν ∂r diﬀusion(λ → 0) free streaming(λ → ∞) • MGFLD (Multigroup FLD) Scheme Wilson, Bruenn, Suzuki ’80-’90s dnν (t, r, ω) dω ニュートリノ加熱率を過小評価 (Yamada et al.97) • Boltzmann solver (Mezzacappa, Burrows, Janka, 住吉・山田 fν (t, r, ω, µ) 球対称の輸送方程式を直接解く • 非球対称ニュートリノ輸送に向けて（住吉、山田） fν (t, r, pν ): 7 次元 > ∼ 2000) 䊆䊠䊷䊃䊥䊉ಽᏓ䈮㑐䈜䉎ᣇ⒟ᑼ Boltzmanneq.insphericalcoordinate wf Q PQ w (r fQ ) c wt r wr 1 2 1 PQ cos IQ 2 r sinT 2 w r wPQ 1 f [(1 PQ ) Q ] 2 1 PQ sin IQ w (sin Tf Q ) wT 1 PQ cos T 2 r sin T w wIQ 2 r sinT f (sin IQ Q ) wf Q wI f · ¨ ¸ c © Gt ¹collision ✢ᒻᣇ⒟ᑼ • 䊆䊠䊷䊃䊥䊉ಽᏓ 1 §G Q – • ᢔੂ೨ᓟ䈱䉣䊈䊦䉩䊷䊶ⷺᐲ䈗䈫䈮Ⓧಽ⸘▚ f · ¨ ¸ c © Gt ¹collision 1 §G Q j emission (1 fQ ) 1 Oabsoption d – E㫪Q,PQ㫪 ⴣ⓭㗄䋺ో䈩䈱㱙ๆ෼䊶᡼಴䊶ᢔੂㆊ⒟ Q A fQ r ⓨ㑆ᄌᢙ䋺r,T,I r – Nspace=nr xnT xnI fQ – 䉣䊈䊦䉩䊷䋺HQ ,ⷺᐲ䋺TQ,IQ – NQ=nH xnTQ xnIQ ଻ሽᒻ䋺Ꮕಽൻ䈚䈩⸃䈒 – 㒶⸃ᴺ䋺቟ቯᕈ䇮ᤨ㑆䉴䊁䉾䊒䇮ᐔⴧ⸃䉕଻⸽ – EQ,PQ r • PQ cosTQ fQ Cinelastic [ ³ fQ ( E Qc, PQc)dEQc] • 㕖✢ᒻ䈱႐ว䈲䈘䉌䈮䊆䊠䊷䊃䊮ᴺ Pair-process䈭䈬 10 䋳D⸘▚䈱╙䋱䉴䊁䉾䊒 ᄢⷙᮨⴕ೉䈱⸃ᴺ䋺੍ᗐ䈘䉏䉎ⴕ೉䊌䉺䊷䊮 • • N:ⓨ㑆䊜䉾䉲䊠ᢙ M:㱙ⓨ㑆䊜䉾䉲䊠ᢙ • MxM䈱ኒⴕ೉ ዊⴕ೉䉕ዊ䈘䈒:㱙ⷺᐲㇱಽ䈏ኒ (nTQ xnIQ) – ex.Qe㹖 Qe • ⓥᭂ䈱⸘▚ – 䉫䊧䉟䈱ዊⴕ೉䈲ኒⴕ೉ • – ૉ䈚䇮ኻ↢ᚑ䊶ᶖṌ෻ᔕ䈭䈬䈲ข䉍ㄟ䉃 – ex.QQ㹖 ee • 䉣䊈䊦䉩䊷䈱䉲䊐䊃䊨䊷䊧䊮䉿ᄌ឵䈲ข䉍ㄟ䉃䊄䉾䊒䊤䊷䉲䊐䊃䇮ⷺᐲ䈱ᄌ឵ – 㓞䈱䉣䊈䊦䉩䊷䈫⛊䉃 (forv/c<0.3) – ⓨ㑆Ꮕಽ䈮䉋䉎✢ – ✢ᒻᣇ⒟ᑼ䈮䈫䈬䉄䉎 – ᢔੂ䈮䉋䉎ⷺᐲᄌᦝ ኻⷺ䈮ਗ䈹 ዊⴕ೉ౝ䈱✢ • 䉣䊈䊦䉩䊷䈱ᄌ䉒䉎෻ᔕ䉕ᄖ䈜 – – • • • x1,x2,x3ᣇะ • 11 䊑䊨䉾䉪ਃ㊀ኻⷺⴕ೉䈻コアの重力崩壊からの流体計算と、原始中性子星冷却計算の接続 (中里、住吉、山田、鈴木) νν 反応による集団振動：超新星コア近傍では重要 [ ] √ √ ∂t ρp = −i Ωp + 2GF L + 2GF N, ρp , (ρp )ij ≡ a†i aj p [ ] √ √ ∂t ρ¯p = −i −Ωp + 2GF L + 2GF N, ρ¯p , (¯ ρp )ij ≡ a ¯†j a ¯i p ∫ 2 2 2 diag(m1 , m2 , m3 ) dq 3 Ωp = (ρq − ρ¯q )(1 − cos θpq ) , L = diag(ne , nµ , nτ ), N = 3 2p (2π) スペクトルの stepwise swaps と質量階層、混合角、光度の影響 (久野、鈴木 2010) 㪠㫅㫍㪼㫉㫋㪼㪻㩷㫄㪸㫊㫊㩷㪿㫀㪼㫉㪸㫉㪺㪿㫐䊐䉢䊦䊚 ಽᏓ 㪤㫀㫏㫀㫅㪾㩷㪸㫅㪾㫃㪼䈱 ᄌൻ v v v v 㪥㫆㫉㫄㪸㫃㩷㫄㪸㫊㫊㩷㪿㫀㪼㫉㪸㫉㪺㪿㫐㪤㫀㫏㫀㫅㪾㩷㪸㫅㪾㫃㪼䈱ᄌൻ 䊐䉢䊦䊚䊂䉞䊤䉾䉪ಽᏓ v v v v v v v 㪣㫌㫄㫀㫅㫆㫊㫀㫋㫐䈱ᄌൻ v • 連星中性子星の合体によるブラックホールー円盤系形成と重力波 (木内、関口、柴田) • ブラックホールー中性子星連星の合体 (久徳、柴田) • 現実的 EOS とニュートリノ放射を取り入れた連星中性子星合体シミュレーションのためのコード開発 (関口、木内) • 現実的 EOS を用いた大質量星の重力崩壊によるブラックホール形成 (関口、柴田) • 回転する高次元ブラックホールの不安定性 (柴田、吉野) • 高次元における高速ブラックホールの 2 体衝突 (大川、柴田) • Weak r-process 元素の起源について (泉谷、梅田) • 超金属欠乏星の組成の起源について (泉谷、吉田、梅田)