ガンマ線バーストジェット内部における 輻射輸送計算 柴田三四郎 (甲南大学) 共同研究者：冨永 望(甲南大学, IPMU) 目次 • • • • ガンマ線バーストについて 計算手法(流体計算、輻射輸送計算) 結果(スペクトル) まとめ ガンマ線バースト この話 • 即時放射(prompt emission) (Amati et al. 2009) – 10-2～103秒 – Liso～1052 erg/s – 硬X線 ～ガンマ線 • 残光(afterglow) – 即時放射の後 – べき型で時間進化 – X線、可視光、電波など 起源は星の重力崩壊に伴って発生する 相対論的なジェット(ロングガンマ線バースト) 想像図(NASA) 3 即時放射のモデル • 内部衝撃波モデル – 長い間標準モデルとされてきた – いくつか問題あり • 光球モデル(熱的放射モデル) – 相対論的ジェットからの熱的放射 – 実際に黒体放射の様なスペクトル を示すバーストも存在 (e.g., GRB090902B). (Ryde et al 2010) 熱的放射モデル 即時放射をジェットからの熱的放射で説明する これまでの研究 • 流体シミュレーション＋光球面(τ=1)放射(輻射輸送は解かない) (Lazzati+09,11, Mizuta+11, Nagakura+11) • 球対称アウトフロー＋輻射輸送計算(流体計算は行わない) (e.g., Beloborodov 2010, Pe’er+10, Giannios 12) 流体計算＋輻射輸送は今まで無し 観測者 親星 光子 ジェット 光球 計算方法 流体計算 2次元相対論的流体計算(Tominaga 2009) セットアップ – 親星: 40Msun WR星 (Rstar～1.5×1010cm) – Γ0=5 – Θjet=10° θjet – Ljet=5.3×1050 erg s-1 – fth=0.9925 (eint/ρc2=80) Ljet, fth, Γ0 – (log r, θ) = (600, 150) グリッド R0 – R0=109cm Rstar 流体計算 Density [g/cc] 輻射輸送計算 数値計算コード 親星 – モンテ・カルロ法 – コンプトン散乱を計算 – 光子はτ= τinj において入射 観測者 光子 ジェット τinj 光球 温度 光子の入射 – – – – τinj =1, 10, 30の3通りで計算 入射スペクトルはプランク分布 共動座標系で等方に入射 空間分布：n∝T3 背景流体はシミュレーションの結果を使う。 t=40sでのスナップショットを背景流体の構造 として用いる。 密度 τ=1 τ=10 結果 観測されるスペクトル 入射時 観測時 散乱 最終散乱時のドップラー因子 τinj=30で入射した時は 低ドップラー因子の光 子が多い スペクトルでも低エネ ルギーにピーク 最終散乱の位置(τinj=1) τ= 1 15 30 最終散乱の位置(τinj=10) τ= 1 15 30 最終散乱の位置(τinj=30) τ= 1 15 30 ジェット軸から遠ざかるとD:減少 まとめ • ガンマ線バーストジェット内部での輻射輸送 を計算 (流体計算＋輻射輸送計算) • 最終散乱の空間分布がスペクトルに影響を 与える（光子の入射を真面目に考える必要あり） 今後の課題 • 光子の入射を真面目に考える • 流体の高解像度計算、３D計算 • 偏光度計算
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