重力波観測の時代における 高エネルギー天文学

Slides:



Advertisements
Similar presentations
初期に複数のピークを示す古典新星 のスペクトルの変化 1 田中淳平、野上大作 ( 京都大学 ) 藤井貢 ( 藤井美星観測所 ) 、綾仁一哉 ( 美星天文台 ) 大島修 ( 水島工業高校 ) 、川端哲也 ( 名古屋大学 )
Advertisements

硬 X 線で探るブラックホールと銀河の進化 深沢泰司(広大理) 最近の観測により、ブラックホールの形成と 銀河の進化(星生成)が密接に関係することが わかってきた。 ブラックホール観測の最も効率の良い硬 X 線で 銀河の進化を探ることを考える。 宇宙を構成する基本要素である銀河が、いつ どのように形成され、進化してきたか、は、宇宙の.
ガンマ線バースト (GRBs) 硬 X 線からガンマ線領域で明るい ( keV) スパイク状の光度曲線 継続時間の長い / 短い GRB Seconds since trigger Counts / s GRB GRB GRB 発見 1967年7月2日.
乱れた磁場中を運動する 相対論的粒子からの放射 宇宙進化グループ 寺木悠人. 目次 1、本研究のモチベーション 2、モデルと定式化 3、計算結果 4、議論 5、まとめ.
2013 年度課題研究 P6 Suzaku によるガンマ線連星 LS I の観測データの解析 2014 年 02 月 24 日 種村剛.
YohkohからSolar-Bに向けての粒子加速
ニュートン重力理論における ブラックホール形成のシミュレーション
2006年2月22日 宇宙重力波干渉計検討会 - 小型衛星とDECIGO - 川村静児 国立天文台
DECIGOのサイエンス ~ダークエネルギー関連~ 高橋龍一 (国立天文台PD).
Hyper Luminous X-ray Source in ESO
木村 匡志 極限ブラックホール近傍の 高速粒子衝突における “バックリアクション“の影響について (YITP 元OCU)
山崎祐司(神戸大) 粒子の物質中でのふるまい.
周期境界条件下に配置されたブラックホールの変形
ガンマ線連星LS 5039におけるTeVガンマ線放射とCTA
「Constraining the neutron star equation of state using XMM-Newton」
GSCのここ1,2年の進展 GSC16台の較正実験終了 実験データに根ざしたレスポンス関数の作成 コリメータ試験
GRB 観測 相対論的 Jet の内側を探る 金沢大学 米徳 大輔、村上敏夫 今日のトピックは Inverse Compton
ガンマ線バースト (GRBs) ガンマ線で明るい ( keV) スパイク状の強度変動 継続時間の長いもの短いもの click
LCGT Collaboration Meeting (2010年2月15日)
超伝導磁気浮上を用いた 低周波重力波検出器の開発
数値相対論の展望        柴田 大 (東大総合文化:1月から京大基研).
瀬戸直樹(京大理) CMBワークショップ 年6月8日(火) 国立天文台
S3: 恒星とブラックホール (上田、野上、加藤)
重力波検出の将来計画 文責:川村静児(国立天文台) 2004年9月14日.
パルサー星雲を伴うパルサーの 回転進化について 田中 周太 大阪大学 宇宙進化グループ D2 共同研究者 高原 文郎
ガンマ線バーストジェット内部における輻射輸送計算
内山 泰伸 (Yale University)
論文紹介 Novae as a Class of Transient X-ray Sources K. Mukai, M
(GAmma-ray burst Polarimeter : GAP)
SAX J1748.2−2808 からの 3 つの鉄輝線と593 秒周期の発見
卒業論文 重力波のデータ解析における 分散処理の必要性
超高エネルギー宇宙線の起源: GRBアウトフローにおける元素合成
重力・重力波物理学 安東 正樹 (京都大学 理学系研究科) GCOE特別講義 (2011年11月15-17日, 京都大学) イラスト
(GAmma-ray burst Polarimeter : GAP)
銀河・銀河系天文学 星間物理学 鹿児島大学宇宙コース 祖父江義明 .
S3: 恒星とブラックホール (上田、野上、加藤)
高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡
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.
グループ発表 天体核研究室 「低光度ガンマ線バーストの起源」 D2 当真賢二 「宇宙ひもを重力レンズで探る」 D3 須山輝明
東邦大学理学部物理学科 宇宙・素粒子教室 上村 洸太
重力波の重力レンズでの 波動効果 高橋 龍一 (国立天文台PD).
瀬戸直樹 (京大理) 第7回スペース重力波アンテナDECIGOワークショップ 国立天文台
FermiによるGRB観測を受けて CTAに期待すること
CTA報告19: CTA時代におけるSNR研究
小型衛星パスファインダーによる総合的試験
ガンマ線連星 LS I 放射モデル 2009/12/14 永江 修(広島大学).
暗黒加速器とパルサー風星雲 --HESSJ とPSR
星間物理学 講義4資料: 星間ダストによる散乱・吸収と放射 2 銀河スケールのダスト、ダストの温度、PAH ほか
京都大学理学研究科 中村卓史 2006年2月24日 国立天文台
宇宙線研究室 X線グループ 今こそ、宇宙線研究室へ! NeXT
重要な効果 ブラックホールや中性子星(パルサー)磁気圏 銀河団スケールの加速(L×Bが大きい) 1020 eV以上
新潟大学集中講義 ープラズマ物理学特論ー (天体電磁流体力学入門) 2004年1月19日ー1月21日
偏光X線の発生過程と その検出法 2004年7月28日 コロキウム 小野健一.
第7回 高エネルギー宇宙物理連絡会研究会 「高エネルギー宇宙物理学の将来計画」
宇宙の初期構造の起源と 銀河間物質の再イオン化
大阪市立大学 宇宙物理(重力)研究室 D2 孝森 洋介
インフレーション宇宙における 大域的磁場の生成
東京大学 大学院理学系研究科 物理学専攻 長野晃士 (D2)
大学院ガイダンス(柏キャンパス) 2011年6月11日 岸本 康宏
スペース重力波アンテナ DECIGO計画Ⅷ (サイエンス)
スターバースト銀河NGC253の 電波スーパーバブルとX線放射の関係
村瀬孔大(オハイオ)・Bing Zhang (Nevada)
木内 建太(早稲田大) 共同研究:柴田大(京大基研) 関口雄一郎(国立天文台) 谷口敬介(ウィスコンシン大)
γ線パルサーにおける電場の発生、粒子加速モデル
BH science for Astro-E2/HXD and NeXT mission
(GAmma-ray burst Polarimeter : GAP)
GRBから期待される ガンマ線光度曲線 浅野勝晃(東工大).
連星 Gold Mine を用いたDECIGO精密宇宙論
中性子星/ブラックホール連星の光度曲線の類似性
どんな天体がX線を出すか? MAXIのデータを1年半に わたり集積した全天X線画像
Presentation transcript:

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. 計量テンソルの揺らぎ(摂動) ローレンツゲージを選んで、 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 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

連星からの重力波 公転周期

連星からの重力波 合体までの時間 PSR B1913+16

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 Coward+ 2012 Swiftの観測に基づく Short Gamma-ray burst発生率 Beaming 補正 最大 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)

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

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 arXiv:1304.0670 LIGO-Indiaが加わった場合

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、 初の残光検出! !

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

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

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

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

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

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

Radio Flare Nakar & Piran 2011 Shibata+ 2011 Kyutoku+ 2012, 2013 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

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

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

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。

予備スライド

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

典型的な電子のエネルギー α β

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