超高エネルギー宇宙線の起源： grb アウトフローにおける元素合成

2011/02/18 コンパクト天体で探る極限物理＠京都大学

柴田三四郎　 ( 甲南大学 )

共同研究者：冨永望 ( 甲南大学 )

超高エネルギー宇宙線の起源：超高エネルギー宇宙線の起源：GRBGRB アウトフローにおける元素合成アウトフローにおける元素合成


ContentsContents

• Introduction• 超高エネルギー宇宙線 ( スペクトル、元素組成 )

• GRB

• 計算方法• GRB アウトフロー• 初期組成

• 計算結果• 議論• まとめ

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宇宙線宇宙線

• ～　　 eV まで、いくつか　のブレイクをもった power-law• ～　　 eV までは SNR が候補• 　　 eV までは系内起源？• 　　 eV 以上は恐らく系外起源

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今日はこの辺の話

(Hillas. 2006)2010

151410

5.17105.1810

(d’Enterria et al. 2011)


超高エネルギー宇宙線超高エネルギー宇宙線 (UHECR)(UHECR)

• Ultra High Energy Cosmic Rays…E> 　　 eV の宇宙線E> 　　 eV でフラックスが急激に減る。

CMB 光子との相互作用 (GZK カットオフ ) ？起源は分かっていないが、　おそらく系外起源

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5.1810

UHECR のスペクトル(The Pierre Auger Collaboration. 2010)

2010


加速源候補天体加速源候補天体

• GRB, AGN, etc… が候補• AGN との相関？

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UHECR の到来方向(The Pierre Auger Collaboration. 2010)

AGN との相関の度合い(The Pierre Auger Collaboration. 2010)


UHECRUHECR の元素組成の元素組成

• 空気シャワーを観測すれば分かる。( 重い原子核だと短い )Auger ：高エネルギーで重元素が多いHiRes ：ずっと Proton

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(The Pierre Auger Collaboration. 2010) (The HiRes Collaboration. 2010)

(AIRES Cosmic Ray Showers,http://astro.uchicago.edu/cosmus/projects/aires/)


UHECRUHECR の元素組成ー加速源の元素組成ー加速源

• Auger グループの観測データ ( 重元素有りの方 ) を再現するには、加速源がどの様な組成であれば良いか。 (Hooper & Taylor. 2010)

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(Hooper and Taylor. 2010)

ほとんどが中間質量の原子核で、鉄などの重い原子核が少し含まれていれば OK.( 例えばN90%,Fe10%)


UHECRUHECR の元素組成と加速源の候補の元素組成と加速源の候補

• AGN• metallicity が高いもので Z ～ 10　ー＞ Auger の結果を再現するには難しい

• GRB• 重い星の重力崩壊や、中性子星同士の合体等に

よって出来る相対論的 (Γ ＞ 100) なジェットが原因だと考えられている。

　ー＞多量の重元素を含む可能性がある。

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sunZ (Nagao et al. 2006, Baldwin et al. 2003, etc…)


GRBGRB についてについて

最初、 hard x ～　で　　　　 s の間、明るく輝く ( )(prompt emission)

数時間後から x 線 , 可視光、電波で光る。 (after glow)

　

33 1010 ～

(Amati et al. 2009)

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(Rossi et al. 2011)

[erg/s] 1051～L


Internal ShockInternal Shock とと External External ShockShock

放射メカニズムとして　　 Internal shock → prompt emission…(?)　　 External shock → after glow

(from Piran 2003)

prompt emission のモデルは他にもある。e.g. ・ poynting flux 　　　　 dominated model　　　 (Zhang& Yang. 2010, etc…)

・ photospheric model (Ioka 2010,etc…)

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これらの衝撃波でバリオン (p , nuclei) が超高エネルギーにまで加速されるかもしれない。

(Waxman 1995, Wang et al. 2008, Murase et al. 2008)


GRBGRB によるによる UHE nucleiUHE nuclei の加速の加速

• Internal shock 、 External shock で可能。( ただし Internal shock の場合はある程度外側である事が必

要 )

　　　　　　　　　　　　　　 (for internal shock)

(for external shock)

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(Wang et al. 2008)

(Wang et al. 2008, Murase et al. 2008)


GRBGRB アウトフローの元素組成アウトフローの元素組成

GRB アウトフローに重元素は存在する？• 考えられるシナリオ

1. 最初から含まれている2. 途中で作られる3. 途中で混ざる

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GRBGRB アウトフローの元素組成アウトフローの元素組成

• Beloborodov. 2003, Pruet et al. 2002ファイアボールモデルでの元素組成を計算ファイアボールは最初 p と n のみで構成されて

いると考え、膨張して冷える過程でそれらが結合し軽元素 (d,α 等 ) を作る。

　最初に重元素を含んでいた　場合はどうなる？

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(Beloborodov. 2003)今回行った計算


計算手法１計算手法１

• 定常球対称として計算• 星、重力は無視• 解くべき方程式

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質量保存

エネルギー保存

運動量保存

状態方程式

(from Piran 2003)


計算手法２計算手法２

• 与えるパラメーターは• エネルギー注入率・・・• ファイアボールの初期半径・・・• 初期半径における　　　熱エネルギーの割合・・・• 最大ローレンツ因子・・・

→密度、温度の時間進化

→ポストプロセスで元素合成計算

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depE

0R

thf

max

0R

(from Piran 2003)

max

thfdepE


初期の組成初期の組成

• 落ちてきた星の物質の組成与える組成は Tominaga. 2009 のデータを使う。パラメーターは

　

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[erg/s] 100.9 52isodep, E

15jet

Ni56

O16

Si28

He4

Ne20

C12

(Tominaga. 2009)

[erg/s] 105.1 51dep E


ファイアボールの膨張ファイアボールの膨張

温度と密度は最初、時間に対して指数関数的に減少

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もしこのタイムスケールの間に原子核が壊れずに生き残れば、相対論的なアウトフロー中に重元素が存在し得る。

温度 [K]

密度 [g/cc]

温度 [K]

密度 [g/cc]


元素組成の時間進化元素組成の時間進化

• 与えたパラメータ　　　　　　　　 ( 　　　　　　　　　 )　

初期の組成が残っている。

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[erg/s] 100.1 53isodep, E

[cm] 100.1 60 R

100max

2.0thf

[erg/s] 100.2 51

dep,15

E


元素組成の時間進化元素組成の時間進化

• 与えたパラメータ　　　　　　　　　 ( 　　　　　　　　　 )　

重元素は壊れてしまい、軽元素のみ存在

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[cm] 100.1 60 R

100max

6.0thf

[erg/s] 100.1 53isodep, E[erg/s] 100.2 51

dep,15

E


計算結果計算結果

• 与えたパラメータ

• アウトフローを Γ ～ 1 から Γ~100 まで放射圧のみで加速する様な、標準的なファイアボールモデルの場合には　は大きくなければならない。

　　　→軽元素のみ含まれる20

[erg/s]) 100.1( 53depE

[cm] 100.1 60 R

100max

軽元素のみ存在

重元素が生き残る

0.98 01.0 ～thf

thf

[erg/s] 100.2 51

dep,15

E

Preliminary


計算結果計算結果

• 与えたパラメータ

• 　　　　　　　　でも同様

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[erg/s]) 100.1( 53depE

[cm] 100.1 70 R

100max

0.98 01.0 ～thf

[cm] 100.1 70 R

[erg/s] 100.2 51

dep,15

E

Preliminary


議論議論



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放射圧のみでジェットを加速するような、標準的なファイアボールモデルだと無理。ただし、磁場でジェットを加速する様なモデルであれば可能性はある。


議論議論

• 磁場によるジェットの加速• もつれた磁場の磁気圧• リコネクション• コリメーション

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(e.g., Heinz et al. 2000)

(e.g., Drenkhahn 2002)

(e.g., Komissarov et al. 2009)

これらのモデルでは温度が低くてもジェットの加速が可能（ただし初期にジェット中に重元素が含まれているかどうかという問題は残る）


議論議論



24

難しい…合成出来て　　までHe4

(Metzger et al. 2011)

( ただし proto-magnetar モデルなら可能？？？ )


議論議論



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GRB ジェットが星を突き抜ける間に、　　 mixing が起こればあり得る。

(Zhang et al. 2003)


まとめまとめ

• 初期に GRB アウトフロー中に重元素が存在した場合、それらが残るかどうか調べた。

• 標準的なファイアボールモデルを考えた場合には、軽元素のみしか残らないことが分かった。 ( 磁場でジェットを加速する場合にはあり得るかも )

• アウトフロー中に重元素が含まれるかどうかは、星などの物質との相互作用を考える必要がある。 ( 例えばシミュレーションで )

　→今後の課題

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fthfth

エネルギー密度

EOS, 　　　　　　を使うと、

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ppe

phT

)(

200

)1/( pe

pT )1( 21200

p

pf

)1(

)1(212

21

th

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