[論文レビュー] Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows. I. Spherically symmetric hydrodynamic simulations

Almudena Arcones, Hans‐Thomas Janka+1 more|ArXiv.org|Dec 20, 2006

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 42被引用数 108

ひとこと要約

本研究は、球対称な流体力学的シミュレーションを用いて、ニュートリノ駆動型超新星噴流における核合成条件を調査する。衝撃波が高速な風と遅い噴出物の衝突によって形成され、低質量の前身星では1ナノ秒程度の時点で1核子あたり400 $k_{\mathrm{B}}$ を超えるエントロピーが発生する。これは、強固なrプロセス核合成を可能にする可能性があり、その条件は前身星の質量と爆発ダイナミクスに強く依存する。

ABSTRACT

We investigate the behavior and consequences of the reverse shock that terminates the supersonic expansion of the baryonic wind which is driven by neutrino heating off the surface of (non-magnetized) new-born neutron stars in supernova cores. To this end we perform long-time hydrodynamic simulations in spherical symmetry. In agreement with previous relativistic wind studies, we find that the neutrino-driven outflow accelerates to supersonic velocities and in case of a compact, about 1.4 solar mass (gravitational mass) neutron star with a radius of about 10 km, the wind reaches entropies of about 100 k_B per nucleon. The wind, however, is strongly influenced by the environment of the supernova core. It is decelerated and shock-heated abruptly by a termination shock that forms when the supersonic outflow collides with the slower preceding supernova ejecta. The radial position of this reverse shock varies with time and depends on the strength of the neutrino wind and the different conditions in progenitor stars with different masses and structure. Its basic properties and behavior can be understood by simple analytic considerations. We demonstrate that the entropy of matter going through the reverse shock can increase to a multiple of the asymptotic wind value. Seconds after the onset of the explosion it therefore can exceed 400 k_B per nucleon. The temperature of the shocked wind has typically dropped to about or less than 10^9 K, and density and temperature in the shock-decelerated matter continue to decrease only very slowly. Such conditions might strongly affect the important phases of supernova nucleosynthesis in a time and progenitor dependent way. (abridged)

研究の動機と目的

• 逆衝撃波が超新星噴流におけるニュートリノ駆動型風の状態に与える影響を理解すること。
• 前身星の質量と爆発ダイナミクスが、衝撃を受けた風の材料におけるエントロピー、温度、密度に与える影響を評価すること。
• さまざまな天体物理学的条件下で、ニュートリノ駆動型風がrプロセス核合成にどの程度適しているかを評価すること。
• 逆衝撃波が、強固なrプロセス生成に適した十分に高いエントロピーかつ低-$Y_\mathrm{e}$ の環境を形成できるかどうかを特定すること。
• 終止衝撃波の時間的および前身星依存的役割が、核合成生成物に与える影響を調査すること。

提案手法

• 新生の中性子星からのニュートリノ駆動型噴流の長期的かつ球対称な流体力学的シミュレーションを実施する。
• 高速風と遅い超新星噴出物の衝突によって形成される逆衝撃波の発生と進化をモデル化する。
• 終止衝撃波の挙動と特性を解釈するために、解析的手法を用いる。
• 原始中性子星の性質（質量 ~1.4 $M_\odot$、半径 ~10 km）に基づいた、現実的なニュートリノ加熱と風のダイナミクスを組み込む。
• 時間経過に伴う、衝撃を受けた風の材料におけるエントロピー、温度、密度、および電子分率（$Y_\mathrm{e}$）の変化を追跡する。
• 異なる質量の前身星を比較することで、風の状態における前身星依存性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 逆衝撃波は、ニュートリノ駆動型超新星風におけるエントロピーおよび熱力学的状態にどのように影響を与えるか？
• RQ2 逆衝撃波の位置と強度は、前身星の質量と爆発ダイナミクスにどのように依存するか？
• RQ3 衝撃を受けた風が、rプロセス核合成に十分なエントロピー（特に1核子あたり400 $k_{\mathrm{B}}$ 以上）に達できるか？
• RQ4 衝撃波通過後の衝撃を受けた風の温度と密度は時間経過とともにどのように変化するか？ その核合成への影響は何か？
• RQ5 風の核合成可能性は、前身星の構造と爆発 timescale にどの程度依存するか？

主な発見

• 低質量の前身星（~10 $M_\odot$）では、爆発後数秒以内に逆衝撃波が風の材料のエントロピーを1核子あたり400 $k_{\mathrm{B}}$ を超えるまで上昇させる。
• 低質量の前身星では、逆衝撃波が早期に形成され、速やかに外側へと拡散するため、rプロセス核合成に適した高エントロピー状態が得られる。
• 密度の高いコアを持つより高質量の前身星では、逆衝撃波はより小さな半径にとどまり、高温・高密度の状態で風に影響を与え、異なる条件下での核合成を可能にする可能性がある。
• 衝撃を受けた風の温度は約 $10^9$ K まで低下し、衝撃波通過後も密度と温度の低下は非常に遅い。
• 逆衝撃波の性質と風への影響は、時間的および前身星に強く依存しており、異なる超新星で核合成生成物が変動する可能性を示唆している。
• 球対称な風モデルは、rプロセス条件がより安定的かつ強固に実現される、風の遅い段階をよりよく再現している可能性がある。