高エネルギー天体グループ
杜 驍
球対称な系からは重力波は出ない
強い非対称性をもつ系:中性子星連星合体(NSBM)
地上での重力波観測のメインターゲット
KAGRA(日) 建設中
2015年 初期観測開始
2017年 本観測
 aLIGO(米)aVIRGO(欧) アップデート中
2015年 KAGRAと同等の性能に
 これらはおよそ200Mpcの範囲でおきたNSBMを検出可能




GWはまだ観測例がない
検出できても感度限界付近
⇒見えた波形が本当にNSBM由来である確証が
ない(SNeなどの別のTransientかもしれない)
対応天体(Counterpart)を観測
 GW detectorは方向がわからない
してフォローアップすること
⇒数台の観測機の時間差で方向を割り出す


が重要
電磁波は目、重力波は耳
⇒方向決定精度が低い
 重力波と電磁波、ニュートリノの同時観測で多
くの情報が引き出せる
Full General relativistic
dynamics + approximate
microphysics
Rezzolla+ 2010
Density cuts through the orbital planes of all merger remnants at the end of each simulation.
Newtonian + detailed microphysics +
gravitational back reaction
Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037
© 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical
Society
Density cuts (XZ plane) at the last time slice of the simulations with 2 × 1.4 M⊙ (left), 1.6 and
1.4 M⊙ (middle) and 1.8 and 1.4 M⊙ (right).
Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037
© 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical
Society


ほぼ全ての数値シミュレーションで
mass ~ 0.01-0.1 Msun
total energy ~ 1049-1051 erg
velocity ~ 0.1-0.3 c
Merger Ejectaの出処
 Tidal tail
tailの一部が内側の角運動量をもらって脱出
 円盤風
ニュートリノ、粘性、He synthesisなどによる
heating
連星が合体し中心にBHが形成される
⇒Jetが出る(AGNからの類推?)
 どうやって出しているのか(中心エンジン)はよ
くわからない



Blandford&Znajek process?
速度は相対論的、角度は絞られている
⇒on-axisでないと見えない
古い銀河でsGRBがよく見つかる
⇒sGRB=NSBM?
重力波
癒合する直前から
ほぼ球対称になるま
での間に放出
 対応天体

 Jet由来と
Merger Ejecta由来
 重力波が受かった後に
見られる
重力波源を後から特定
Metzger & Berger 2012



残光(Afterglow) ☚
sGRB
Kilonova
中性子過剰核のβ
崩壊による加熱
Metzger & Berger 2012
短く説明するとForward shock emission


爆風を一様シェルで近似
爆風のエネルギー保存則



Rankine-Hugoniot equation
Ideal Gas E.o.S.
Strong shock p >> p0
(Cold Gas p0 = 0 はもっと強い条件)
添字なし:下流
添字0:上流
Γは上流静止系の下流の
速度
比熱比は下流の値

Adiabatic blastwave(Eesc=0)
 Ultra-relativistic Γ>>1
Blandford-McKee
 Nonrelativistic Γ-1<<1
Sedov-Taylor




電子の時間発展と爆風の発展をとく
爆風の運動は前述のエネルギー保存から
決める
電子の時間発展はべき乗を仮定し注入&
放射計算Synchrotro&IC&SSA
加速電子のエネルギー注入量と磁場はパ
ラメータ
の割合でショック加熱から
もらう



Shock加速
⇒べき乗分布の電
子の注入
下限エネルギー
上限エネルギーは
加速時間と冷却時
間から決める
A sketch of the two possible spectra and the evolution of the characteristic flux, Fm, and
frequencies, νa and νm.
Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037
© 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical
Society

特徴的な振動数

特徴的なFLUX


重力波によるNSBMの観測において、電磁波対応天体を
よく調べることは必要事項である
現在考えられている対応天体は
 On-axis,明るい:sGRB, jet Afterglow
 Off-axis,暗い:Merger ejecta Afterglow, Kilonova, Jet Orphan
Afterglow

Afterglowは、
 GW eventから数日~数年後にピーク
⇒フォローアップしやすい
 可視光、電波(γ線、X線?)で観測可能
⇒距離、方向が正確に決められる

現在電子の時間発展と爆風の運動を解く計算を実行中
Schematic light curves of the three cases.
Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037
© 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical
Society

おしまい

NS-NS mergerのシミュレーション
 Newtonian + detailed microphysics + gravitational
back reaction
(e.g. Rosswog+ 2000, Ruffert & Janka 2001, Rosswog & Price 2007)
 Full General relativistic dynamics + approximate
microphysics
(e.g. Yamamoto+ 2008, Rezzolla+ 2010)
 Piran, Nakar & Rosswog ではより広いmass
rangeで追試




波面が進む
ISMをshock加熱して取り込む
取り込んだエネルギーのうち、一部は加速電子とし
て注入される。残りは磁場、陽子、光子など。これ
らはまだシェルのエネルギーの一部であり消費され
たわけではない
加速電子と磁場によって放射エネルギーを外部に持
ち出される(その分電子が冷却される)
この時点で
注入=Γx(冷却済み電子+その他)+放射

さらに膨張によって外部にした仕事(断熱冷
却)でエネルギーを失う
A sketch of the time evolution of νa and νm in two cases, νa, dec < νm,dec (top) and νa, dec >
νm,dec (bottom).
Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037
© 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical
Society
ダウンロード

中性子星連星合体の対応天体