高エネルギー天体グループ　　杜　驍 中性子星連星合体の対応天体

重力波(GW) 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観測と電磁波(EM)観測 対応天体(Counterpart)を観測してフォローアップすることが重要 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） GW detectorは方向がわからない ⇒数台の観測機の時間差で方向を割り出す 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 対応天体(Counterpart)を観測してフォローアップすることが重要

NS Binary Merger

Full General relativistic dynamics + approximate microphysics Rezzolla+ 2010

Newtonian + detailed microphysics + gravitational back reaction Density cuts through the orbital planes of all merger remnants at the end of each simulation. Newtonian + detailed microphysics + gravitational back reaction Density cuts through the orbital planes of all merger remnants at the end of each simulation. Each snapshot shows a region of 1000 × 1000 km2, colour coded is the logarithm of mass density in g cm−3, the annotations indicate the stellar masses (solar units) and the time of the snapshot. 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). 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). The chosen cases correspond to the second line of panels (counted from below) in Fig. 1. Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society

Merger Ejecta 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

Jet 古い銀河でsGRBがよく見つかる ⇒sGRB=NSBM? 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?

NSBMのEM対応天体 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

NSBMのEM対応天体 残光(Afterglow) ☚ sGRB Kilonova 中性子過剰核のβ崩壊による加熱 Metzger & Berger 2012

Afterglow 短く説明するとForward shock emission

Blastwave 爆風を一様シェルで近似 爆風のエネルギー保存則

Jump Conditions 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 Nonrelativistic Γ-1<<1 Blandford-McKee Sedov-Taylor

特徴的半径

Blastwave

Blastwave

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. A sketch of the two possible spectra and the evolution of the characteristic flux, Fm, and frequencies, νa and νm. The arrows show the temporal evolution of the characteristic values. The temporal dependence before tdec is noted below/to the left of the arrows while the temporal dependence after tdec is noted above/to the right of the arrows. Note that the evolution of νm and Fm, marked only in the left-hand spectrum, is relevant for both spectra. The evolution of νa, marked only in the right-hand spectrum, is correct only when νm < νa and is therefore relevant only in that spectrum. 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

spectrum

Comoving photon density

電子密度

まとめ 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. Schematic light curves of the three cases. The rising phase, marked in dashed line for each of the phases, is that of the last temporal power-law segment before the peak. After the peak all cases show the same power-law decay. 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

Not ultra-relativistic outflow 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

エネルギー収支 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 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). A sketch of the time evolution of νa and νm in two cases, νa, dec < νm,dec (top) and νa, dec > νm,dec (bottom). Also marked is the value of νeq. The vertical dashed line marks tdec. The ranges of νobs at which each of the cases is observed is separated by horizontal dashed lines and marked on the right. Note that in the bottom panel νm and νa are not crossing each other at t > tdec and only two types of light curves, cases (i) and (iii), can be observed. Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society

磁場