Transcript 重力波観測の時代における高エネルギー天文学

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.
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
h
0

0

0

0

0
0
0 0
0 h
0 h
0 

0 
h 

 h 


Maxwell eq.   A  A    4 j 
x  x x 
c
ローレンツゲージを選んで、
（
A  ( ,
）
0
Ax , 0, 0)
重力波
電磁波
エネルギー・運動量テンソル
T 
 c

 0

 0
 0

2
電流ベクトル 
j  (ce ,
j)
0 0 0

e (t ' )
1 j (t ' )
1 
4G T  (t ' )


(
r
,
t
)

dV
,
A
(
r
,
t
)

dV
0 0 0  h   h   4
dV


Dr
c Dr
2
c
Dr
0 0 0 
双極近似

0 0 0
D 

r ( r , t ) 
2

r (t )dV ,

t
e
cD
1 
Ar (r , t ) 
r e (t )dV

cD t
電磁場
D: 天体までの距離

エネルギーフラックス
dE
EB

dtdS EM
4
連星からの重力波
公転周期

M1
M2
db
連星からの重力波
合体までの時間
PSR B1913+16
1/ 4
 tmerg
連星の合体率
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
-3
LIGOとVirgoによる発生率上限
（40Mpc以内の合体に感度がある）
-1
1000(10-10000)Gpc yr
130000Gpc-3 yr-1
Abadie+ 2012
Abadie+ 2010
実質的には既知の3つの連星で見積もられている
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）
Swiftの観測に基づく
Short Gamma-ray burst発生率
5
-3
-1
3
8 Gpc yr
Beaming 補正
最大
700
470
1100
-3
-1
Gpc yr
Coward+ 2012
重力波検出器
Advanced LIGO
2017年に本格稼働
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。
KAGRAの感度
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？
Subar HSC～2平方度
5平方度以内に絞り込める
LIGO & Virgoでの位置決め精度
arXiv:1304.0670
LIGO-Indiaが加わった場合
先例 ガンマ線バースト
GRB 970228 Beppo-SAX衛星
26日後にHSTによる可視光観測
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！
！
Short GRB
Prompt スペクトル
？!
GRB!
Jet
GRB 090510
8keV-260keV
260keV-5MeV
z=0.903
Eiso=1053erg
残光 光度曲線
可視光
>100MeV
>1GeV
X線 x104
31GeV, 3.4GeV
SGRBとしてのシミュレーション
7ms
14ms
GR-MHD
27ms
15ms
BH形成
Rezzolla+ 2011
ほとんどの連星合体は横から
見ることになるであろう。
spin a=0.81
MBH=2.91Msun
Mdisk=0.063Msun
BHができても一部は吹き飛ばされる
Rosswog+ 1999
Mass ejection (Msun)
Ye～0.05 （中性子星Crust 0.3）
⇒r-process 元素合成
緑：円盤、赤：unbound
円盤質量 0.1-0.3Msun
Kilo/Macro Nova
Metzger+ 2010
Ye < 0.2
v～0.1-0.2 c
Mej < 0.1 Msun
（ほぼ球対称と思う）
r-process
太陽近傍値
Ref.
Nova
Supernova
Hypernova Mag<-20
Superluminous Supernova <-21
Metal poor star [Fe/H]<-1
Very metal poor <-2
Extremely metal poor <-3
Ultra metal poor <-4
Hyper metal poor <-5
Mega metal poor <-6
Kilo/Macro Nova
Photon diffusion time=Expansion
不定性大！
同じ質量の
による寄与
エネルギー注入率
Macronova?
Short GRB (Swift)
10-1 Msun
10-2 Msun
Barnes & Kasen 2013のモデル
Tanvir+ 2013
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
mJy
Shibata+ 2011
Kyutoku+ 2012, 2013
Takami & Ioka 2013
後はGRB残光と同じ
Piran, Nakar & Rosswog 2013
Hypernova 電波観測
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
EK  2 1048 erg,  e   B  0.1
  2.3
Soderberg+ 2006
0.9c
通常のSNRとうまく繋がるか？
RX J1713.7−3946
SN1006
Ee  3.31047 erg, B  30G
v～0.017c
Ep  3.0 1050 erg, Kep  104 , B  120G
E  2 1051 erg, Ee  3.11047 erg,
10pc/1600y
r  0.028c
Yang & Liu 2013
Acero+ 2010
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
  2
n ( )

冷却時間＝Dynamicalな時間スケールとなるγ
Fast Cooling
c
m
 ( p1)

典型的な電子のエネルギー
α
β
 peak
Photonのスペクトル
Fast
1/ 3
1/ 2
 p/ 2
2
1/ 3  p 1
2
 p/ 2
2
自己吸収  a  c  m
Prompt Emission
Early Afterglow
Slow
a m c
Afterglow