重力波観測の時代における 高エネルギー天文学
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重力波観測の時代における 高エネルギー天文学. 浅野 勝晃. 重力波. 標準物理理論検証の最終章. 平坦な時空では. 曲がった時空. クリストッフェル記号. 時空の曲率:リーマンテンソル. アインシュタイン方程式. ( ). ( ). 重力波. 電磁波. Einstein eq. Maxwell eq. ローレンツゲージを選んで、. 計量テンソルの揺らぎ(摂動). 真空中では. ゲージ自由度を活用すると、 x- 方向に伝播する波は. 重力波. 電磁波. エネルギー・運動量テンソル. 電流ベクトル. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
浅野 勝晃
重力波観測の時代における高エネルギー天文学
重力波
標準物理理論検証の最終章
平坦な時空では
曲がった時空
クリストッフェル記号
時空の曲率:リーマンテンソル
アインシュタイン方程式
重力波
計量テンソルの揺らぎ(摂動)
( )真空中では
電磁波
( )0
ゲージ自由度を活用すると、 x- 方向に伝播する波は
hh
hhh
00
00
0000
0000
)0,0,,( xAA
Einstein eq. Maxwell eq.
j
cx
A
x
A
x
4
ローレンツゲージを選んで、
重力波電磁波
エネルギー・運動量テンソル
0000
0000
0000
0002c
T
),( e j cj 電流ベクトル
dVt
ctdV
tt
rD
jrA
rDr
)'(1),(,
)'(),( e
エネルギーフラックス
4EM
BE
dtdS
dE
D: 天体までの距離
双極近似
dVttcD
t
dVttcD
t
)(1
),(
,)(),(
er
e2r
rrA
rD
r
電磁場
dV
tT
c
Ghh
rD
)'(4
2
14
連星からの重力波
bd
1M
2M
公転周期
連星からの重力波
合体までの時間
PSR B1913+16
4/1merg t
連星の合体率
Coward+ 2012
Swift の観測に基づく Short Gamma-ray burst 発生率
-1-353 yr Gpc 8
Beaming 補正
最大 -1-3700470 yr Gpc 1100
連星パルサーの観測に基づく、中性子星合体事象の発生率
-1-3 yr Gpc 10000)-(10 1000
Abadie+ 2010
LIGO と Virgo による発生率上限
Abadie+ 2012
-1-3 yr Gpc 300001( 40Mpc 以内の合体に感度がある)
PSR B1913+16 (年齢 370Myr, 300Myr で合体予定)PSR B1534+12 (年齢 2.9Gyr, 2.7Gyr で合体予定)PSR J0737-3039 (年齢 230Myr, 85Myr で合体予定)
新しい連星PSR J1756−2251 (年齢 2.0Gyr, 1.7Gyr で合体予定)PSR J1906+0746 (年齢 82Myr, 300Myr で合体予定)
1906 は白色矮星かも。保留だが、 2 倍ほど発生率を引き上げるかも。 ( Kim+ 2010 )
実質的には既知の 3 つの連星で見積もられている
重力波検出器
KAGRA の感度
Advanced LIGO
300Mpc の距離まで中性子星合体を観測可能⇒ 体積で約千倍 100 Gpc-3 yr-1 以上の合体率なら受かるはず。
2017 年に本格稼働
複数台の検出器による位置決め
合体のシグナルが受かったら、位置決め、Follow-up が必要。電磁波で何が見えるか?
LIGO & Virgo での位置決め精度 LIGO-India が加わった場合arXiv:1304.0670
5 平方度以内に絞り込めるSubar HSC ~ 2 平方度
先例 ガンマ線バースト
GRB 970228 Beppo-SAX 衛星
3 分角の誤差で位置決め、8 時間後に X 線の追観測初の残光検出!
26 日後に HST による可視光観測
!
Short GRB
8keV-260keV
260keV-5MeV
>100MeV
>1GeV 31GeV, 3.4GeV
GRB 090510
残光 光度曲線可視光
X 線 x104
Prompt スペクトル
Jet GRB!
? !
z=0.903Eiso=1053erg
SGRB としてのシミュレーション
Rezzolla+ 2011
GR-MHD
spin a=0.81MBH=2.91MsunMdisk=0.063Msun
BH 形成
15ms
14ms7ms
27ms
ほとんどの連星合体は横から見ることになるであろう。
BH ができても一部は吹き飛ばされる
Rosswog+ 1999
緑:円盤、赤: unbound
Mass ejection (Msun)
円盤質量 0.1-0.3Msun
Ye ~ 0.05 (中性子星 Crust 0.3 ) ⇒r-process 元素合成
Kilo/Macro Nova
Metzger+ 2010
Ref.NovaSupernovaHypernova Mag<-20Superluminous Supernova <-21
Metal poor star [Fe/H]<-1Very metal poor <-2Extremely metal poor <-3Ultra metal poor <-4Hyper metal poor <-5Mega metal poor <-6
Ye < 0.2v ~ 0.1-0.2 cMej < 0.1 Msun
r-process
太陽近傍値
(ほぼ球対称と思う)
Kilo/Macro Nova
Photon diffusion time=Expansion
不定性大!
エネルギー注入率
同じ質量の
による寄与
Macronova?
Tanvir+ 2013
10-2 Msun
10-1 Msun
Barnes & Kasen 2013 のモデル
Short GRB (Swift)
まだ怪しい…
Radio Flare
Nakar & Piran 2011
Mild-rela な Ejecta が星間物質と相互作用し、減速を始める時間スケール
days
Sedov-Taylor phase
後は GRB 残光と同じ
mJy
Shibata+ 2011Kyutoku+ 2012, 2013Takami & Ioka 2013
Piran, Nakar & Rosswog 2013
Hypernova 電波観測
3.2
1.0 erg, 102 e48
BKE
Optical で求めた SN のエネルギー VS 電波で評価した相対論的 Outflow
Soderberg+ 2006 0.9c
通常の SNR とうまく繋がるか?
Yang & Liu 2013
c
EE
0.028r10pc/1600y
erg, 101.3 erg, 102 47e
51
RX J1713.7−3946 SN1006
Acero+ 2010
G30 erg, 103.3 47e BE
G021 ,10 erg, 100.3 4ep
50p BKE
v ~ 0.017c
まとめ
• 本観測が始まるまでに、まだやれることは多くある。• 全天では年間千発の合体が起き、それぞれ電波で数
年間輝いている。• 追観測戦略の検討も重要。• 今の所、この分野は Simulation-driven.• 先入観に注意。• 実際に観測してみると、意外なものが見えるかも。
予備スライド
Effective な電子の分布
c冷却時間= Dynamical な時間スケールとなる γ
)(n
c m
2
)1( p
Fast Cooling
典型的な電子のエネルギー
peak
α
β
Photon のスペクトル
自己吸収
Fast Slow
2/p
2/p
2
1
p2/13/1 3/1
2
2
aac
cmm
Prompt EmissionEarly Afterglow
Afterglow