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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

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.

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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

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Presentation Transcript

  1. 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

  2. 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

  3. （ ） （ ） 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

  4. 重力波 電磁波 エネルギー・運動量テンソル 電流ベクトル 双極近似 電磁場 D: 天体までの距離 エネルギーフラックス

  5. 連星からの重力波 公転周期

  6. 連星からの重力波 合体までの時間 PSR B1913+16

  7. Swiftの観測に基づく Short Gamma-ray burst発生率 Beaming 補正 最大 Coward+ 2012 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 LIGOとVirgoによる発生率上限 （40Mpc以内の合体に感度がある） 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）

  8. 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

  9. 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 LIGO-Indiaが加わった場合 arXiv:1304.0670

  10. 先例 ガンマ線バースト 26日後にHSTによる可視光観測 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！ ！

  11. 8keV-260keV 260keV-5MeV >100MeV >1GeV 31GeV, 3.4GeV Short GRB Prompt スペクトル ？! GRB! Jet GRB 090510 z=0.903 Eiso=1053erg 残光 光度曲線 可視光 X線 x104

  12. SGRBとしてのシミュレーション 7ms 14ms GR-MHD spin a=0.81 MBH=2.91Msun Mdisk=0.063Msun 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。

  13. BHができても一部は吹き飛ばされる Mass ejection (Msun) Rosswog+ 1999 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

  14. 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 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 太陽近傍値

  15. 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

  16. Macronova? Short GRB (Swift) 10-1 Msun 10-2 Msun Barnes & Kasen 2013のモデル まだ怪しい… Tanvir+ 2013

  17. 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 mJy days Shibata+ 2011 Kyutoku+ 2012, 2013 Takami & Ioka 2013 Sedov-Taylor phase 後はGRB残光と同じ Piran, Nakar & Rosswog 2013

  18. 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 Soderberg+ 2006 0.9c

  19. 通常のSNRとうまく繋がるか？ RX J1713.7−3946 SN1006 v～0.017c Yang & Liu 2013 Acero+ 2010

  20. 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。

  21. 予備スライド

  22. Effectiveな電子の分布 冷却時間＝Dynamicalな時間スケールとなるγ Fast Cooling

  23. 典型的な電子のエネルギー α β

  24. Photonのスペクトル Fast Slow 自己吸収 Prompt Emission Early Afterglow Afterglow

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