高エネルギー天体グループ 杜 驍 球対称な系からは重力波は出ない 強い非対称性をもつ系：中性子星連星合体（NSBM） 地上での重力波観測のメインターゲット KAGRA（日） 建設中 2015年 初期観測開始 2017年 本観測 aLIGO（米）aVIRGO（欧） アップデート中 2015年 KAGRAと同等の性能に これらはおよそ200Mpcの範囲でおきたNSBMを検出可能 GWはまだ観測例がない 検出できても感度限界付近 ⇒見えた波形が本当にNSBM由来である確証が ない（SNeなどの別のTransientかもしれない） 対応天体(Counterpart)を観測 GW detectorは方向がわからない してフォローアップすること ⇒数台の観測機の時間差で方向を割り出す が重要 電磁波は目、重力波は耳 ⇒方向決定精度が低い 重力波と電磁波、ニュートリノの同時観測で多 くの情報が引き出せる Full General relativistic dynamics + approximate microphysics Rezzolla+ 2010 Density cuts through the orbital planes of all merger remnants at the end of each simulation. Newtonian + detailed microphysics + gravitational back reaction Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society Density cuts (XZ plane) at the last time slice of the simulations with 2 × 1.4 M⊙ (left), 1.6 and 1.4 M⊙ (middle) and 1.8 and 1.4 M⊙ (right). Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society ほぼ全ての数値シミュレーションで mass ~ 0.01-0.1 Msun total energy ~ 1049-1051 erg velocity ~ 0.1-0.3 c Merger Ejectaの出処 Tidal tail tailの一部が内側の角運動量をもらって脱出 円盤風 ニュートリノ、粘性、He synthesisなどによる heating 連星が合体し中心にBHが形成される ⇒Jetが出る（AGNからの類推？） どうやって出しているのか(中心エンジン)はよ くわからない Blandford&Znajek process? 速度は相対論的、角度は絞られている ⇒on-axisでないと見えない 古い銀河でsGRBがよく見つかる ⇒sGRB=NSBM? 重力波 癒合する直前から ほぼ球対称になるま での間に放出 対応天体 Jet由来と Merger Ejecta由来 重力波が受かった後に 見られる 重力波源を後から特定 Metzger & Berger 2012 残光(Afterglow) ☚ sGRB Kilonova 中性子過剰核のβ 崩壊による加熱 Metzger & Berger 2012 短く説明するとForward shock emission 爆風を一様シェルで近似 爆風のエネルギー保存則 Rankine-Hugoniot equation Ideal Gas E.o.S. Strong shock p >> p0 (Cold Gas p0 = 0 はもっと強い条件) 添字なし：下流 添字０：上流 Γは上流静止系の下流の 速度 比熱比は下流の値 Adiabatic blastwave(Eesc=0) Ultra-relativistic Γ>>1 Blandford-McKee Nonrelativistic Γ-1<<1 Sedov-Taylor 電子の時間発展と爆風の発展をとく 爆風の運動は前述のエネルギー保存から 決める 電子の時間発展はべき乗を仮定し注入＆ 放射計算Synchrotro&IC&SSA 加速電子のエネルギー注入量と磁場はパ ラメータ の割合でショック加熱から もらう Shock加速 ⇒べき乗分布の電 子の注入 下限エネルギー 上限エネルギーは 加速時間と冷却時 間から決める A sketch of the two possible spectra and the evolution of the characteristic flux, Fm, and frequencies, νa and νm. Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society 特徴的な振動数 特徴的なFLUX 重力波によるNSBMの観測において、電磁波対応天体を よく調べることは必要事項である 現在考えられている対応天体は On-axis,明るい:sGRB, jet Afterglow Off-axis,暗い:Merger ejecta Afterglow, Kilonova, Jet Orphan Afterglow Afterglowは、 GW eventから数日～数年後にピーク ⇒フォローアップしやすい 可視光、電波（γ線、X線？）で観測可能 ⇒距離、方向が正確に決められる 現在電子の時間発展と爆風の運動を解く計算を実行中 Schematic light curves of the three cases. Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society おしまい NS-NS mergerのシミュレーション Newtonian + detailed microphysics + gravitational back reaction (e.g. Rosswog+ 2000, Ruffert & Janka 2001, Rosswog & Price 2007) Full General relativistic dynamics + approximate microphysics (e.g. Yamamoto+ 2008, Rezzolla+ 2010) Piran, Nakar & Rosswog ではより広いmass rangeで追試 波面が進む ISMをshock加熱して取り込む 取り込んだエネルギーのうち、一部は加速電子とし て注入される。残りは磁場、陽子、光子など。これ らはまだシェルのエネルギーの一部であり消費され たわけではない 加速電子と磁場によって放射エネルギーを外部に持 ち出される（その分電子が冷却される） この時点で 注入＝Γｘ（冷却済み電子＋その他）＋放射 さらに膨張によって外部にした仕事（断熱冷 却）でエネルギーを失う A sketch of the time evolution of νa and νm in two cases, νa, dec < νm,dec (top) and νa, dec > νm,dec (bottom). Piran T et al. MNRAS 2013;mnras.stt037 © 2013 The Authors Published by Oxford University Press on behalf of the Royal Astronomical Society
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