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かおりなみこし
5 years ago
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1 ガンマ線バースト : ブラックホールの誕生井岡邦仁 ( 天体核 )

2 E=mc 2 = = 原子爆弾太陽 ~10 33 g GRB ~10 52 erg 太陽が一生かけて出すエネルギーを数秒で放出 GRB は宇宙一明るい謎の天体

3 電磁波高エネルギー宇宙物理

4 1967 Vela 衛星が発見核実験の監視衛星ところが γ 線は地球外から! 1973 発表偶然の発見高度 12 万 km 周期 5 日 Fishman&Meegan(95)

5 継続時間 Long-soft Short-hard Short Long Long burst Short burst

6 光子のエネルギー分布 Band spectrum ν b ~200keV ν α + B 2 α ν + B 2 β ν + B 2 α ν + B 2 να B 2 b ν + αb βb Non-thermal Preece et al.(00)

7 天空分布 Isotropic ~1000 events/yr

8 銀河座標北極銀河中心方向銀河北極銀河中心太陽系南極平面に射影

9 GRB までの距離は? 1967 ー 1997 年の間距離すら不明エネルギー ( d 2 ) も不明距離の決定方法 1. 三角測量 (~100 光年が限度 ) 2. 本当の明るさが分かれば F~L/4πd 2 3. 吸収線放射線の赤方偏移 4. 対応天体の距離 γ 線の位置決定精度は悪いその中には無数の天体

10 残光の発見 (Long GRB) X-ray BeppoSAX 8 hr 3 day 残光

11 GRB は宇宙論的距離にあった! X 線望遠鏡の分解能は数分対応天体を探せる光学残光母銀河の発見スペクトルをとる赤方偏移している! λ obs /λ 0 =1+z z>0.835 z= ~1000 近くの論文が死んだ

12 宇宙最大の爆発宇宙論的距離 :d~100 億年 c~10 28 cm 観測される典型的なガンマ線のFluxは F~10-6 erg/s/cm 2 等方的に放射しているとすると L=4πd 2 F~10 51 erg/s 銀河 : L~10 43 erg/s つまり ~10 8 個の銀河のLuminosity ~ 宇宙の全銀河のLuminosity 宇宙で最もViolentな現象

13 観測のまとめ光度 > ミリ秒最も明るい天体 ~10 51 erg/sec 赤方偏移 GRB ~1000 events/yr 等方 ~200 kev, 非熱的 10-3 s~10 3 s : Short, Long 残光 X 線光学電波時間

14 ミリ秒 x 光速 ~ 300km 一見矛盾 γγ erg/s x ミリ秒 ~ erg + ee MeV 以上の光子密度 >10 29 cm -3 (10-25 x10 29 ) -1 cm ~10-4 cm で e ± 生成ガンマ線が出てこれない!?

15 光の % の速さおそらく唯一の解決法ローレンツ因子 1 Γ= > 100 ( ) 2 1 vc

16 効果 1: 青方偏移 10ke V 1MeV MeV=10 6 ev kev=10 3 ev m e c 2 ~MeV 共同系観測者系 Γ 100 e ± を作れる光子を少なくできる

17 効果 2: 相対論的ビーミング地球に光がやってこない Γ 1 ~R/Γ R Γ 2 cδ T サイズを大きくできる

18 optically thick γγ e + e 標準モデル内部衝撃波? 星間物質 SN? 中心エンジン光度 Γ>100 外部衝撃波 Kinetic energy Shock dissipation GRB 残光時間

19 残光モデルの成功シンクロトロン衝撃波モデル Sari,Piran& Narayan(98) 1 電子の加速 2 磁場の生成シンクロトロン放射数個のパラメータ E, n, ε e, ε B, p Price et al.(03) Fitting: E n ε ε e B erg cm

20 Panaitescu&Kumar(00) 驚くほどよく合う Galama et al.(98)

21 中心エンジンは何? 連星中性子星の合体重い星の崩壊 (Hypernova, Collapsar) イベントレート R Ibc ~ Gpc -3 yr -1 R m ~80 Gpc -3 yr -1 ( 7) R GRB ~0.5(250) Gpc -3 yr -1

22 星の一生中心で核融合水素ヘリウム炭素鉄星の進化は主に質量で決まる M<0.08M 太陽 0.08M 太陽 <M<0.45M 太陽 0.45M 太陽 <M<8M 太陽 8M 太陽 <M<13M 太陽 13M 太陽 <M 水素が燃えない褐色矮星ヘリウムが燃えないヘリウムの白色矮星炭素が燃えない炭素の白色矮星 Ne Mg まで進む電子捕獲後超新星爆発して中性子星? 鉄まで進み重力崩壊外層が飛べば中性子星? 失敗すればブラックホール

23 母銀河基本的に若くて星形成を活発に行っている銀河重い星を示唆重い星は短命これでは傍証 Bloom,Kulkarni&Djorgovski(02)

24 残光中の超新星 GRB011121,Bloom et al.(02) Bloom et al.(99) でも本当? Price et al.(02)

25 GRB いままでで 2 番目に近い GRB Hjorth et al.(03) Wide line Within a few days GRB は超新星とともに起こる

26 中心エンジンは何? 連星中性子星の合体重い星の崩壊 (Hypernova, Collapsar) イベントレート R Ibc ~ Gpc -3 yr -1 R m ~80 Gpc -3 yr -1 ( 7) R GRB ~0.5(250) Gpc -3 yr -1

27 ガンマ線が出てくるために中性子星又はブラックホール v~10 9 cm/s 外層の質量 :10 34 g 一日後 :R=cv=10 14 cm 中心から外までの物質の量は 10 6 g/cm 2 >>1g/cm 2 ガンマ線は外に出られない穴が開いているジェット

28 Collapsar GRB のジェットが外層を突き破っているはず

29 Zhang et al.(03)

30 Fluence Off-Axis GRB ガンマ線 X 線 Energy Ioka&Nakamura(01)

31 X-Ray Flash (XRF) Lamb et al.(03) X 線ガンマ線 XRF~GRB except for small E peak & fluence

32 ジェット形成機構は謎一般相対性理論が中心では重要ブラックホールの半径は R~2GM/c 2 ~3km(M/M 太陽 ) ~0.1 ミリ秒 ~GRB の変動時間中性子星の半径は約 3 倍まわりに星の外層が降着降着円盤 BH ジェット ~10 15 G の強磁場が存在 QED の非線形性なぜブラックホールからものが吹き出るのか?

33 継続時間 Long-soft Short-hard Short Long Long burst Short burst

34 GRB 専用衛星 Swift 去年 11 月 20 日ガンマ線エックス線光学検出器を積む最強の GRB 専用衛星

35 残光の発見 (Short GRB) GRB050509b X 線残光 Gehrels et al. (05) ついに short GRB の正体の手がかりが出始めた

36 エネルギーは小さい? Fox et al.(05) Soderberg et al.(06)

37 楕円銀河母銀河比較的若い銀河楕円銀河 ( 古い ) long GRB は一つも楕円銀河で起こっていない NS-NS の合体? 楕円銀河銀河団? Prochaska et al. a-ph/

38 重力波電荷が加速度運動電磁波 : 真空中を光速で進む横波質量が加速度運動重力波 : 真空中を光速で進む横波 1918 年に一般相対性理論にもとづいてアインシュタインが予言 NS-NSやNS-BHの合体は重力波の強力な源重力波を放出するとエネルギーを失う重力エネルギーは E=-GM 2 /r なので距離が縮まって合体

39 重力波の検出重力波レーザー干渉計型検出器自由質点間の距離が変化 Δx/x~GM/r~10-22

40 TAMA300 東京三鷹

41 世界の重力波検出器初めて重力波を検出したらノーベル賞

42 中性子星の状態方程式核密度での状態方程式が QCD からまだ求まっていない NS の半径が状態方程式に依存する重力波の波形に QCD の情報 Alford et al.(05)

43 長い short GRB がある! Short GRB x 2 のエネルギーしかしそう単純じゃない急激に落ちすぎている残光では説明できない中心エンジンは 100 秒は動いている NS-NS, NS-BH の合体ではここまで長くできない R~GM/c 2 ~3km~0.1msec 何らかの変更が必要 GRB Barthelmy et al. a-ph/

44 その他の長い short GRB GRB Villasenar et al.(05)

45 ~100 ぐらいに x-ray flare n<4x10-3 cm -3 steep decay は curvature emission で OK GRB

46 GRB long に分類された short GRB+ 10sec X-ray flare かも (lag は 0 と consistent) X-ray afterglow なし (α~2.2 以上 ) 又は周りの密度小さい

47 NS-WD の合体? Jet NS 白色矮星 WD NS

48 多波長重力波天文学 ~Hz 重力波の後 ~10 秒後ぐらいに ~khz 重力波多波長重力波観測が究極的な検証

GRB 宇宙論重い星起源 High-z ( 遠い ) GRBs GRB 050904 @z~6.

49 GRB 宇宙論重い星起源 High-z ( 遠い ) GRBs GRB 知られている最も遠い銀河や QSOに匹敵すぐに追いつく Larson&Bromm(02) GRBs を使った初期宇宙の研究が進むであろう z~100 GRB QSO, galaxy

50 標準光源? E peak (γ 線の典型的 energy) Intrinsic な明るさ距離距離 -z 関係宇宙論 (dark energy, dark matter)

51 UHECR 最高エネルギー宇宙線 Hillas diagram GRB UHECR erg/mpc /yr

52 Science 310(05)

53 High Energy ν pγ nπ +, pπ π + μ + + ν + e + ν + ν μ + ν π 0 γγ e μ 0 μ Razzaque et al.(03) TeV-EeV ν 南極で AMANDA ICECUBE が稼動中 ν 振動の実験弱い等価原理の実験等新しい宇宙への目

54 High Energy γ ν F ν Electron synchtrotron SSC Pair creation Proton synchrotron High~Low π 0 decay MeV GeV TeV PeV ν

55 まとめ GRBは宇宙一明るい相対論的な爆発 Long GRBは重い星の崩壊 Short GRBはNS-NS 連星合体??? BH or NSの誕生の産声重力波宇宙論高エネルギー宇宙線 ν γ Suzaku, CANGAROO 高エネルギー宇宙物理は今後が楽しみ

56 最初の 3 時間 3X-ray flare 予想 ~ s 1~t -3 2~t -0.5 ~t -1 ~ s X-ray

スライド 1

スライド 1 グループ発表天体核研究室低光度ガンマ線バーストの起源 D2 当真賢二宇宙ひもを重力レンズで探る D3 須山輝明 2006 年度物理学第二教室教室発表会 @ 第四講義室天体核研究室の大雑把な研究グループ天体物理学中村犬塚井岡山田 PD: 町田石津三浦 D3: 道越宇宙論中村田中早田 D3: 須山 D2: 横山 D1: 泉 M2: 棚橋村田 D2: 井上 ( 剛 ) 当真 D1: