浅野 勝晃

重力波観測の時代における高エネルギー天文学

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

計量テンソルの揺らぎ（摂動）

（ ）真空中では

電磁波

（ ）0

ゲージ自由度を活用すると、 x- 方向に伝播する波は

hh

hhh

00

00

0000

0000

)0,0,,( xAA

Einstein eq. Maxwell eq.

j

cx

A

x

A

x

4

ローレンツゲージを選んで、

重力波電磁波

エネルギー・運動量テンソル

0000

0000

0000

0002c

T

),( e j cj 電流ベクトル

dVt

ctdV

tt

rD

jrA

rDr

)'(1),(,

)'(),( e

エネルギーフラックス

4EM

BE

dtdS

dE

D: 天体までの距離

双極近似

dVttcD

t

dVttcD

t

)(1

),(

,)(),(

er

e2r

rrA

rD

r

電磁場

dV

tT

c

Ghh

rD

)'(4

2

14

連星からの重力波

bd

1M

2M

公転周期

連星からの重力波

合体までの時間

PSR B1913+16

4/1merg t

連星の合体率

Coward+ 2012

Swift の観測に基づく Short Gamma-ray burst 発生率

-1-353 yr Gpc 8

Beaming 補正

最大 -1-3700470 yr Gpc 1100

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

-1-3 yr Gpc 10000)-(10 1000

Abadie+ 2010

LIGO と Virgo による発生率上限

Abadie+ 2012

-1-3 yr Gpc 300001（ 40Mpc 以内の合体に感度がある）

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 ）

実質的には既知の 3 つの連星で見積もられている

重力波検出器

KAGRA の感度

Advanced LIGO

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。

2017 年に本格稼働

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？

LIGO & Virgo での位置決め精度 LIGO-India が加わった場合arXiv:1304.0670

5 平方度以内に絞り込めるSubar HSC ～ 2 平方度

先例 ガンマ線バースト

GRB 970228 Beppo-SAX 衛星

3 分角の誤差で位置決め、8 時間後に X 線の追観測初の残光検出！

26 日後に HST による可視光観測

！

Short GRB

8keV-260keV

260keV-5MeV

>100MeV

>1GeV 31GeV, 3.4GeV

GRB 090510

残光 光度曲線可視光

X 線 x104

Prompt スペクトル

Jet GRB!

？ !

z=0.903Eiso=1053erg

SGRB としてのシミュレーション

Rezzolla+ 2011

GR-MHD

spin a=0.81MBH=2.91MsunMdisk=0.063Msun

BH 形成

15ms

14ms7ms

27ms

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

Rosswog+ 1999

緑：円盤、赤： unbound

Mass ejection (Msun)

円盤質量 0.1-0.3Msun

Ye ～ 0.05 （中性子星 Crust 0.3 ） ⇒r-process 元素合成

Kilo/Macro Nova

Metzger+ 2010

Ref.NovaSupernovaHypernova Mag<-20Superluminous Supernova <-21

Metal poor star [Fe/H]<-1Very metal poor <-2Extremely metal poor <-3Ultra metal poor <-4Hyper metal poor <-5Mega metal poor <-6

Ye < 0.2v ～ 0.1-0.2 cMej < 0.1 Msun

r-process

太陽近傍値

（ほぼ球対称と思う）

Kilo/Macro Nova

Photon diffusion time=Expansion

不定性大！

エネルギー注入率

同じ質量の

による寄与

Macronova?

Tanvir+ 2013

10-2 Msun

10-1 Msun

Barnes & Kasen 2013 のモデル

Short GRB (Swift)

まだ怪しい…

Radio Flare

Nakar & Piran 2011

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

days

Sedov-Taylor phase

後は GRB 残光と同じ

mJy

Shibata+ 2011Kyutoku+ 2012, 2013Takami & Ioka 2013

Piran, Nakar & Rosswog 2013

Hypernova 電波観測

3.2

1.0 erg, 102 e48

BKE

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？

Yang & Liu 2013

c

EE

0.028r10pc/1600y

erg, 101.3 erg, 102 47e

51

RX J1713.7−3946 SN1006

Acero+ 2010

G30 erg, 103.3 47e BE

G021 ,10 erg, 100.3 4ep

50p BKE

v ～ 0.017c

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

c冷却時間＝ Dynamical な時間スケールとなる γ

)(n

c m

2

)1( p

Fast Cooling

典型的な電子のエネルギー

peak

α

β

Photon のスペクトル

自己吸収

Fast Slow

2/p

2/p

2

1

p2/13/1 3/1

2

2

aac

cmm

Prompt EmissionEarly Afterglow

Afterglow