Transcript 第一世代星の重力崩壊と 背景重力波への寄与

第５回DECIGOワークショップ＠国立天文台(4/18)
第一世代星の重力崩壊と
その背景重力波への寄与
東京大学 宇宙理論研究室
諏訪 雄大
共同研究者：
滝脇知也(東大理)、固武慶(国立天文台)、佐藤勝彦(東大理、RESCEU)
1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
第一世代星
宇宙で最初にできた天体 (第一世代星)
宇宙の重元素の根源
宇宙の再電離の要因
赤外背景放射の起源？
高赤方偏移ＧＲＢ？
非常に重かった？
Big Bang
CMB
第一世代星形成
再イオン
化
銀河形成
星形成
From Prof. Umemura’s web page
太陽系・
惑星形成
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
第一世代星の重力崩壊のシミュレーション
Fryer et al.(2001)
250M¯と300M¯の進化を球
対称で計算。
rotational axis
Radial Velocity
250M¯はPISN
300M¯はBH
さらに、300M¯については２
次元SPH計算。
ブラックホール形成
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
第一世代星とニュートリノ・重力波
第一世代星
巨大な質量
ブラックホール形成
莫大な重力エネルギーを解放
大量の重力波、ニュートリノ 放出
重力波
ニュートリノ
第一世代星
ref)超新星
EGW» 10-3M¯ c2
EGW» 10-7M¯ c2
L » 1056 erg/sec
L » 1053 erg/sec
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
第一世代星の重力崩壊の観測
大量のニュートリノ、重力波を出すなら単発の第一世代星の観
測は可能？
無理！！
第一世代星はかなり遠方(z～10-20、距離にするとGpcのオーダー)
にあるので、観測は非常に厳しい。
単発で見えないなら、足し合わせならどうなる？
他の天体からのもので
隠されてしまう(かも)
ニュートリノ背景放射
重力波背景放射
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
重力波背景放射
Sandick et al.(2006)
第一世代星起源重力波背景放射
モデルによるが、観測可能性は高い。
観測する上で邪魔になりそうな重力波源は見つかっ
ていない。
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
本研究のモチベーション
先行研究の問題点
第一世代星の重力崩壊の計算例がない
 通常の超新星爆発の計算結果を用いて
第一世代星からの背景放射を計算
質量が全く違うのに、同じような放射をする
という仮定は大丈夫？
本研究の目標
第一世代星の重力崩壊の数値シミュレーション
 巨大質量を持つ星の重力波放射
より現実的な背景重力波のスペクトル
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
シミュレーション方法
計算方法
• 2次元軸対称を仮定
• 流体計算ZEUS-2D code (Stone & Norman 1992)
• 現実的状態方程式（Shen et al. 1998）
• ニュートリノ冷却については、３種類のニュートリノを考慮
• 自己重力もちゃんと計算
初期モデル
• 300～1000M¯ の星の平衡状態
• コアは初期には等エントロピーであるとする。(Fryer et al. 2001)
• 回転は微分回転（星の内側がよく回っている）を仮定し、回転エネル
ギー/重力エネルギー＝0.005とする。
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
重力波計算
非球対称な
物質の動き
に着目。
ニュートリノ放射
最近注目されている重力波源
物質
四重極公式
ソースまで
の距離
球対称では０になる
ニュートリノ
Epstein(1978), Mueller & Janka(1997)
ニュートリノ光度
非対称度
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
重力波波形
300M¯の場合
先行研究で仮定された
スペクトル
物質
FT
ニュートリノ
合計
バウンスからの時間 [秒]
最初は物質起源の重力波が支配的。
最後はニュートリノ起源が支配的。
100
周波数 [Hz]
103
低周波数モードではニュートリノ起源。
高周波数モードでは物質起源。
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
背景重力波計算
密度パラメータ
星形成率
質量関数
臨界密度:
単発の第一世代
星からの重力波
計算に用いる仮定
• 星形成率は、Sandick et al.(2006)
• 質量関数はSalpeter型 ： (m) / m-2.35
(300M¯~1000M¯)
• 宇宙論パラメータは、WMAPの結果
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
背景重力波のスペクトル
DECIGO



DECIGOやBBOといった重力波干渉計で（相関を取らずに）十
分見える強度
インフレーション起源の背景重力波を隠してしまうかも
観測にかかり得るのはニュートリノ起源による低周波数側の重
力波
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1. 第一世代星の重力崩壊
2. 重力波計算
3. まとめ
まとめ

第一世代星からの重力波を定量的に評価
物質起源
ニュートリノ起源

背景重力波を計算
検出可能性
ニュートリノ起源
※まだまだ不定性の大きい議論
特に星生成率は全く分かっていない
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おまけ
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Appendix
ニュートリノ起源重力波の計算式の導出
Energy-momentum tensor of neutrino
distance from observer to the source
neutrino
luminosity
angular distribution
of neutrino radiation
Transverse-traceless gravitational field
observer frame
source frame
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Appendix
ニュートリノ起源重力波の計算式の導出
r’ の積分を実行すると、
観測者と放射の間の角度
観測者がz軸方向にいるとすると、
これを用いると、
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Appendix
ニュートリノ起源重力波の計算式の導出
シミュレーションで計算できるのは、source coordinate systemのものなので、
座標変換を施すと、観測者がsourceの赤道面方向にいるとして、
今回のシミュレーションでは、軸対称を仮定しているので、’ については積分する
ことができて、

1
’
0.25
0.5
0.75
1
1.25
1.5
-1
-2
と置くことができる。
-3
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
第一世代星の形成
1. ガス雲進化の段階で
O(105)M¯のハローの中に
O(102)M¯の星形成ガス雲が
できる。
2. 重力収縮による変形に対し
ても安定(soft equation of
state)で、最終的に一つの
Yoshida et al.(2003)
原始星の種
この値は現在の星と同程度
(~O(10-3)M¯)ができる。
3. 非常に大きな質量降着率
(dM/dt~cs3/G∝T3/2)のため、
第一世代星は現在の星
MZAMS～O(102)M¯となる。
に比べて非常に大きな
ものとなる！
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SFR(Sandick et al.(2006))
z<6までのSFRの観測に合う
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15M¯ の星の重力波波形
時間[s]
ニュートリノ起源重力波
zero－frequency limitは使ってい
ないので、一定値になっていない。
周波数[Hz]
物質起源重力波
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
ニュートリノ背景放射
Iocco et al.(2005)
Population III起源ニュートリノ背景放射
フラックスとしては、通常の超新星と同程度。
しかし、エネルギー領域が低いため、他のソースか
らのものに隠されてしまって見えない。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果 4. まとめ
3.1 自転・磁場重力崩壊
3.2 背景重力波
背景重力波のパラメータ依存性
今回の値
T/W
依存性
0.5%
T/Wが大きくなるほど、重力波
の強度も大きくなる(ファクター)
微分回転 X0=2x108cm X0を変化させると、強度変化
の度合い Z0=2x109cm （ファクター）
Sandick et
SFR
線形（ほぼunknown）
al.(2006)
最も不定性が大きい
IMF
Salpeter
mの次数には（ほとんど）依らない
/m-2.35
（300M¯～1000M¯の範囲）
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
第一世代星からの背景重力波の先行研究1
Buonanno et al.(2005)
重力波のスペクトル
第一世代星(300M¯)の波形の予想
超新星(15M¯)の
シミュレーションの結果
Mueller et al.(2004)
規格化は、Fryer et al.(2001)の結果から、EGW～10-3M¯c2としている。
波形は、Mueller et al.(2004)のものをフィット。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
第一世代星からの背景重力波の先行研究1
Buonanno et al.(2005)
背景重力波のスペクトル
Phinney(2001)
event rate
red shifted frequency: (1+z)f
 z=15で一斉に第一世代星
（300M¯ ）の重力崩壊が起こっ
たとして計算。
 帯の部分はイベント率の不定
性。（4.4×10-4s-1～0.2s-1）
 DECIGOやBBOといった重力
波干渉計で観測可能。
 インフレーション起源重力波を
隠し得る。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
第一世代星からの背景重力波の先行研究2
Sandick et al.(2006)
 波形はBuonanno et al.(2005)と同じものを仮定。
 星形成率と質量関数を変化させて背景重力波を計算。
星形成率
質量関数
 Salpeter型の質量関数。
 z<～6の観測と合う星形成率のモデルを
採用。
 星の質量の範囲を変えたモデルをいくつ
か計算。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
第一世代星からの背景重力波の先行研究2
Sandick et al.(2006)
背景重力波のスペクトル
先行研究の問題点
IMF SFR
二つの研究では、第一世代星からの重力波の波形を仮定して背景
 Buonanno et al.(2005)よりも大
重力波を計算している。より定量的に扱うためには、重力崩壊か
きな強度の重力波を示唆。
ら計算を行って背景重力波のスペクトルを見積もるべきである！
 Correlationを取らなくてもBBO
で観測可能。
 さらには、LIGO-IIIでも観測でき
るかも。
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おまけ２
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果 4. まとめ
3.1 自転・磁場重力崩壊
3.2 背景重力波
背景重力波のスペクトル
DECIGOやBBOといっ
た重力波干渉計で（干渉
を取らずに）十分見える強
度。
インフレーション起源の
重力波を完全に隠しうる。
観測にかかりうるのは
ニュートリノ起源による低
周波数側の重力波である。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果 4. まとめ
3.1 自転・磁場重力崩壊
3.2 背景重力波
小まとめ
まとめ
• 第一世代星からの重力波を定量的に評価した。さらに、単発の重力
波を足し合わせることで、背景重力波のスペクトルを計算した。
• 得られた強度は、将来計画されている重力波干渉計で十分観測可
能なことを示し、さらにインフレーション起源の背景重力波を完全に
覆い隠しうることを示した。
今後の展望
• 強磁場でジェット状爆発が起こる場合、どのような波形となるか？背
景重力波からどの程度情報が引き出せるか？
• PISNのような、元素合成によって爆発するような星からの背景重力
波の強度を見積もって、今回の結果と比較すると面白いかも。
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果 4. まとめ
3.1 自転・磁場重力崩壊
3.2 背景重力波
背景重力波のスペクトル
DECIGOやBBOといっ
た重力波干渉計で（相関
を取らずに）十分見える強
度。
インフレーション起源の
重力波を完全に隠しうる。
観測にかかりうるのは
ニュートリノ起源による低
周波数側の重力波である。
SandickのSFRを
用いたもの
Sandickの SFR×1/70
したもの
fIII~10－3
z~15までに宇宙を再電離する
のに必要な量
(Daigne et al.(2006))
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果 4. まとめ
3.1 自転・磁場重力崩壊
3.2 背景重力波
背景重力波のスペクトル
SandickのSFRを
用いたもの
Sandickの SFR×10-5
したもの
fIII~10－6



DECIGOやBBOといった重力波干渉計で（相関を取らずに）十
分見える強度
インフレーション起源の背景重力波を隠し得る
観測にかかり得るのはニュートリノ起源による低周波数側の重
力波
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1. Population IIIとは？ 2. 研究背景
3. 研究成果
4. まとめ
Population III の観測のもたらすもの
Population III の 質量関数(IMF)
星生成率(SFR)
高赤方偏移での星形成
宇宙論へのフィード
本当に巨大質量？
バック
再電離の時期
宇宙の化学進化
巨大質量星の最後
大質量星の重力崩壊
ガンマ線バースト？
の理解
中間質量ブラックホール？
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