(Pop I+II連星起源と) 初代星連星起源 ロングガンマ線バースト Tomoya Kinugawa Collaborator : Katsuaki Asano

Long GRB Long GRB の発生は大質量星の崩壊と関係 しかし、Long GRB発生率は星形成率をなぞるわけ ではない GRB rate N SFR redshift

Collapsar Scenario (Woosley, 1993) BHを作れるだけの重たいコア 水素外層無し 　　水素外層があるとジェットが突き破れない 　　観測されているGRB-SNはIc型超新星 高速回転 　　　崩壊する星内部でBH+diskを作る必要 Matteo Cantiello

The “angular momentum” issue stellar wind mass lossで質量を失う 水素外層が飛ばせても角運動量も失っていしまう 水素外層がなくて回転も速くするにはどうすればいいか？ 解決策? Low metallicity + highly rotating model Binary merger model Matteo Cantiello

Binary merger + low metallicity 低金属星：wind mass loss 弱い 角運動量失いづらい Mass lossで軌道が広がらない 金属量　大 　HG+MSでCEになりやすい 金属量　小 Post MS同士でCEになりやすい

Calculation models (Pop I+II) Z=Z, 10-0.5Z, 10-1Z, 10-0.5Z, 10-2Z, 10-2.5Z, 10-3Z We calculate 106 binaries for each metallicity Initial condition IMF: Salpeter (∝M-2.35, 5Msun<M1<100Msun) Mass ratio : q-0.1 (0.1/M1<q<1) Period: (logP)-0.55 (Pmin<P<Pmax) Eccentricity: ∝e-0.5 (0<e<1) Common envelope parameters αλ＝0.1，1

The fraction of long GRB for each metallicity

GRB rate calculation We need the metallicity evolution and SFR Madou SFR Galaxy mass distribution function (depends on redshift) Galaxy mass-metallicity relation The metallicity fraction

Pop I+II Long GRB rate and SFR 0 5 10

さらに高赤方偏移ではどうなるか？ →初代星？ 大質量星 恒星風は効かない CE mergerで軌道角運動量を自転に転換できれば高速回転 初代星が存在する時代にCEで合体するものはどの程度いるのか？ High zの観測で初代星GRBがどの程度見えるのか？

初代星のcommon envelope M>50Msun red giant ➝Mass transfer 不安定 Large radius Small radius M>50Msun　red giant ➝Mass transfer 不安定 ➝common envelope M<50Msun 　blue giant ➝Mass transfer 安定 Why do Pop III binaries become 30 Msun Binary black holes? This is HR diagram of Pop III. The pop III whose mass is larger than 50 solarmass evolve as the red giant. The mass transfer of red giant is generally unstable and it becomes the common envelope phase. Thus, they lose the envelope and they become light. Therefore, the BH mass become about 30 solar mass. On the other hand, the Pop III whose mass is less than 50 solar mass evolve as a blue giant. The mass transfer is stable and mass loss is not so effective. Thus, they become about 30 solar mass BH. So, Due to these two evolution path, the peak of BHBH mass is about 30 solar mass. It does not depend on the IMF and binary parameters. It only depends on the Pop III stellar evolution.

初代星のPost MS時でのCE merger 割合 IMF: flat 10Msn<M<100Msun CEパラメーター:αλ＝1，0.1 Preliminary αλ 1 0.1 CE merger の割合 1.23×10-2 2.96×10-2

PopIII星形成率

Long GRB rate Preliminary

まとめ 初代星連星のうち1-3%程度はCEにより合体 (ただし、今回は後期phaseでのmergerのみ考慮している。 　早期（MS時）にmergerするものも考慮すると数倍になる可能性） High zでのGRB rateはPopIIの同様のモデル計算と同等か多い 　（SFRに大きく依存）