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 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
相対論的なジェット(ロングガンマ線バースト) この話 (Amati et al. 2009) 即時放射(prompt emission) 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)
即時放射のモデル 内部衝撃波モデル 光球モデル(熱的放射モデル) 長い間標準モデルとされてきた いくつか問題あり 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 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) 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) 球対称アウトフロー＋輻射輸送計算(流体計算は行わない) (Lazzati+09,11, Mizuta+11, Nagakura+11) (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° Ljet=5.3×1050 erg s-1 fth=0.9925 (eint/ρc2=80) (log r, θ) = (600, 150) グリッド R0=109cm R0 θjet Ljet, fth, Γ0 Rstar
流体計算 Density [g/cc]
輻射輸送計算 数値計算コード 光子の入射 τinj 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 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 親星 観測者 光子 ジェット τinj 光球 温度 密度 τ=1 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。 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