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電磁波 Einstein eq. 計量テンソルの揺らぎ（摂動）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 h 0  0  0  0  0 0 0 0 0 h 0 h 0   0  h    h    Maxwell eq.   A  A    4 j  x  x x  c ローレンツゲージを選んで、（ A  ( , ） 0 Ax , 0, 0) 重力波電磁波エネルギー・運動量テンソル T   c   0   0  0  2 電流ベクトル  j  (ce , j) 0 0 0  e (t ' ) 1 j (t ' ) 1  4G T  (t ' )   ( r , t )  dV , A ( r , t )  dV 0 0 0  h   h   4 dV   Dr c Dr 2 c Dr 0 0 0  双極近似  0 0 0 D   r ( r , t )  2  r (t )dV ,  t e cD 1  Ar (r , t )  r e (t )dV  cD t 電磁場 D: 天体までの距離  エネルギーフラックス dE EB  dtdS EM 4 連星からの重力波公転周期  M1 M2 db 連星からの重力波合体までの時間 PSR B1913+16 1/ 4  tmerg 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 -3 LIGOとVirgoによる発生率上限（40Mpc以内の合体に感度がある） -1 1000(10-10000)Gpc yr 130000Gpc-3 yr-1 Abadie+ 2012 Abadie+ 2010 実質的には既知の3つの連星で見積もられている 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） Swiftの観測に基づく Short Gamma-ray burst発生率 5 -3 -1 3 8 Gpc yr Beaming 補正最大 700 470 1100 -3 -1 Gpc yr Coward+ 2012 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:1304.0670 LIGO-Indiaが加わった場合先例ガンマ線バースト GRB 970228 Beppo-SAX衛星 26日後にHSTによる可視光観測 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！！ Short GRB Prompt スペクトル？! GRB! Jet GRB 090510 8keV-260keV 260keV-5MeV z=0.903 Eiso=1053erg 残光光度曲線可視光 >100MeV >1GeV X線 x104 31GeV, 3.4GeV SGRBとしてのシミュレーション 7ms 14ms GR-MHD 27ms 15ms 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。 spin a=0.81 MBH=2.91Msun Mdisk=0.063Msun BHができても一部は吹き飛ばされる Rosswog+ 1999 Mass ejection (Msun) 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 0.1-0.3Msun 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 太陽近傍値 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 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 Macronova? Short GRB (Swift) 10-1 Msun 10-2 Msun Barnes & Kasen 2013のモデル Tanvir+ 2013 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 mJy Shibata+ 2011 Kyutoku+ 2012, 2013 Takami & Ioka 2013 後はGRB残光と同じ Piran, Nakar & Rosswog 2013 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 EK  2 1048 erg,  e   B  0.1   2.3 Soderberg+ 2006 0.9c 通常のSNRとうまく繋がるか？ RX J1713.7−3946 SN1006 Ee  3.31047 erg, B  30G v～0.017c Ep  3.0 1050 erg, Kep  104 , B  120G E  2 1051 erg, Ee  3.11047 erg, 10pc/1600y r  0.028c Yang & Liu 2013 Acero+ 2010 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   2 n ( )  冷却時間＝Dynamicalな時間スケールとなるγ Fast Cooling c m  ( p1)  典型的な電子のエネルギー α β  peak Photonのスペクトル Fast 1/ 3 1/ 2  p/ 2 2 1/ 3  p 1 2  p/ 2 2 自己吸収  a  c  m Prompt Emission Early Afterglow Slow a m c Afterglow