Transcript ガンマ線バーストジェット内部における輻射輸送計算

ガンマ線バーストジェット内部における
輻射輸送計算
 柴田三四郎 (甲南大学)
共同研究者：冨永 望(甲南大学, IPMU)
目次
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ガンマ線バーストについて
計算手法(流体計算、輻射輸送計算)
結果(スペクトル)
まとめ
ガンマ線バースト
この話
• 即時放射(prompt emission)
(Amati et al. 2009)
– 10-2～103秒
– Liso～1052 erg/s
– 硬X線 ～ガンマ線
• 残光(afterglow)
– 即時放射の後
– べき型で時間進化
– X線、可視光、電波など
起源は星の重力崩壊に伴って発生する
相対論的なジェット(ロングガンマ線バースト)
想像図(NASA)
3
即時放射のモデル
• 内部衝撃波モデル
– 長い間標準モデルとされてきた
– いくつか問題あり
• 光球モデル(熱的放射モデル)
– 相対論的ジェットからの熱的放射
– 実際に黒体放射の様なスペクトル
を示すバーストも存在
(e.g., GRB090902B).
(Ryde et al 2010)
熱的放射モデル
即時放射をジェットからの熱的放射で説明する
これまでの研究
• 流体シミュレーション＋光球面(τ=1)放射(輻射輸送は解かない)
(Lazzati+09,11, Mizuta+11, Nagakura+11)
• 球対称アウトフロー＋輻射輸送計算(流体計算は行わない)
(e.g., Beloborodov 2010, Pe’er+10, Giannios 12)
流体計算＋輻射輸送は今まで無し
観測者
親星
光子
ジェット
光球
計算方法
流体計算
2次元相対論的流体計算(Tominaga 2009)
セットアップ
– 親星: 40Msun WR星 (Rstar～1.5×1010cm)
– Γ0=5
– Θjet=10°
θjet
– Ljet=5.3×1050 erg s-1
– fth=0.9925 (eint/ρc2=80)
Ljet, fth, Γ0
– (log r, θ) = (600, 150) グリッド
R0
– R0=109cm
Rstar
流体計算
Density [g/cc]
輻射輸送計算
数値計算コード
親星
– モンテ・カルロ法
– コンプトン散乱を計算
– 光子はτ= τinj において入射
観測者
光子
ジェット
τinj
光球
温度
光子の入射
–
–
–
–
τinj =1, 10, 30の3通りで計算
入射スペクトルはプランク分布
共動座標系で等方に入射
空間分布：n∝T3
背景流体はシミュレーションの結果を使う。
t=40sでのスナップショットを背景流体の構造
として用いる。
密度
τ=1
τ=10
結果
観測されるスペクトル
入射時
観測時
散乱
最終散乱時のドップラー因子
τinj=30で入射した時は
低ドップラー因子の光
子が多い
スペクトルでも低エネ
ルギーにピーク
最終散乱の位置(τinj=1)
τ= 1
15
30
最終散乱の位置(τinj=10)
τ= 1
15
30
最終散乱の位置(τinj=30)
τ= 1
15
30
ジェット軸から遠ざかるとD:減少
まとめ
• ガンマ線バーストジェット内部での輻射輸送
を計算 (流体計算＋輻射輸送計算)
• 最終散乱の空間分布がスペクトルに影響を
与える（光子の入射を真面目に考える必要あり）
今後の課題
• 光子の入射を真面目に考える
• 流体の高解像度計算、３D計算
• 偏光度計算