重力波観測の時代における 高エネルギー天文学

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1 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

2 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

3 （ ） （ ） 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

4 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

5 連星からの重力波 公転周期

6 連星からの重力波 合体までの時間 PSR B

7 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 B （年齢370Myr, 300Myrで合体予定） PSR B （年齢2.9Gyr, 2.7Gyrで合体予定） PSR J （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 J （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）

8 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

9 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: LIGO-Indiaが加わった場合

10 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！ ！

11 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

12 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。

13 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 Msun

14 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

15 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

16 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

17 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

18 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

19 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

20 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。

21 予備スライド

22 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

23 典型的な電子のエネルギー α β

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