Relativistic EOS table constrained by unstable nuclei for supernova and r-process simulations

Abstract

An example of the application of the Equation Of State (EOS) table to hydrodynamical calculations is shown. The calculated trajectory of mass elements in the core of a massive star is shown as a function of time. After the core collapses gravitationally, the bounce occurs at high density, leaving a compact object at center. The shock wave is launched at the bounce, and propagates towards the surface, leading to a successful explosion. Although this is a test calculation treating only hydrodynamics without the neutrino transfer, it is found that the EOS table works quite well even for dynamical situations. The numerical simulations of the neutrino wind from a proto-neutron star born right after the core bounce has also been performed. At the surface of the proto-neutron star, the matter is heated up due to neutrinos and escapes as a wind. This wind between the stellar surface and the shock front is believed to be a site for the r-process nucleosynthesis. However, the hydrodynamical conditions of the wind, such as entropy, electron fraction and dynamical time scale, have a large uncertainty in previous studies. The dynamics of the wind by hydrodynamical simulations is explored to determine these conditions and to clarify whether the r-process occurs and what kind of r-process products are formed.

流体力学計算への状態方程式(EOS)表の応用例を示した。質量の大きな星の芯の崩壊における質量成分の軌道を時間の関数として計算した。芯が重力崩壊した後、高密度の跳ね返りが生じて、中心にコンパクト体が残る。衝撃波が跳ね返りで発射され、表面に向かって進行して、連続的な爆発につながる。これはニュートリノ輸送がない流体力学だけを扱うテスト計算であるが、EOS表が動力学的状態に対してもかなりうまく働くことがわかった。芯の跳ね返り直後に生まれる原始中性子星からのニュートリノ風の数値シミュレーションも行った。原始中性子星の表面で物質は風としてニュートリノと脱出によって加熱される。星表面と衝撃波フロントの間のこの風はr-過程核合成の場所と信じられている。しかしながら、エントロピー、電子の割合および動力学的時間スケールなどの風の流体力学的条件は以前の研究では大きな不確定性を持っていた。流体力学的シミュレーションで風のダイナミックスを探索し、これらの条件を決定して、r-過程が起こる条件やr-過程の生成物を明らかにしようとしている。