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背景重力波で探る 第一世代星

背景重力波で探る 第一世代星. 東京大学 宇宙理論研究室 諏訪　雄大. 研究会：宇宙初期における時空と物質の進化 (5/28) ＠東大旧１号館１５０. 共同研究者： 滝脇知也 ( 東大理 ) 、固武慶 ( 国立天文台 ) 、佐藤勝彦 ( 東大理、 RESCEU). 1. 第一世代星の重力崩壊 2. 重力波計算　 3. まとめ. 第一世代星. 宇宙で最初にできた天体 ( 第一世代星 ). From Prof. Umemura’s web page. 宇宙の重元素の根源 宇宙の再電離の要因 赤外背景放射の起源？ 高赤方偏移ＧＲＢ？ 非常に重かった？.

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背景重力波で探る 第一世代星

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Presentation Transcript

  1. 背景重力波で探る第一世代星 東京大学 宇宙理論研究室 諏訪　雄大 研究会：宇宙初期における時空と物質の進化 (5/28)＠東大旧１号館１５０ 共同研究者： 滝脇知也(東大理)、固武慶(国立天文台)、佐藤勝彦(東大理、RESCEU)

  2. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 第一世代星 宇宙で最初にできた天体 (第一世代星) From Prof. Umemura’s web page • 宇宙の重元素の根源 • 宇宙の再電離の要因 • 赤外背景放射の起源？ • 高赤方偏移ＧＲＢ？ • 非常に重かった？ Big Bang CMB 宇宙暗黒時代 (杉山さん’s talk) 再イオン化 (戸谷さん’s talk) 銀河形成 第一世代星形成 太陽系・惑星形成

  3. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 第一世代星の重力崩壊のシミュレーション Fryer et al.(2001) rotational axis • 250M¯と300M¯の進化を球対称で計算。 Radial Velocity 250M¯はPISN 300M¯はBH • さらに、300M¯については２次元SPH計算。 ブラックホール形成

  4. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 第一世代星とニュートリノ・重力波 第一世代星巨大な質量 ブラックホール形成 莫大な重力エネルギーを解放 　　大量の重力波、ニュートリノ放出

  5. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 単発で見えないなら、足し合わせならどうなる？ 第一世代星の重力崩壊の観測 大量のニュートリノ、重力波を出すなら単発の第一世代星の観測は可能？ 無理！！ 第一世代星はかなり遠方(z～10-20、距離にするとGpcのオーダー)にあるので、観測は非常に厳しい。 他の天体からのもので隠されてしまう(かも) • ニュートリノ背景放射 • 重力波背景放射

  6. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 重力波背景放射 Sandick et al.(2006) 第一世代星起源重力波背景放射 モデルによるが、観測可能性は高い。 観測する上で邪魔になりそうな重力波源は見つかっていない。

  7. 1. 第一世代星の重力崩壊2. 重力波計算　3. まとめ 本研究のモチベーション 先行研究の問題点 第一世代星の重力崩壊の計算例がない  通常の超新星爆発の計算結果を用いて 　 第一世代星からの背景放射を計算 質量が全く違うのに、同じような放射をする という仮定は大丈夫？ 本研究の目標 第一世代星の重力崩壊の数値シミュレーション 　巨大質量を持つ星の重力波放射 　　より現実的な背景重力波のスペクトル

  8. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算3. まとめ 2次元軸対称を仮定 流体計算ZEUS-2D code (Stone & Norman 1992) 現実的状態方程式（Shen et al. 1998） ニュートリノ冷却については、３種類のニュートリノを考慮 自己重力もちゃんと計算 シミュレーション方法 計算方法 初期モデル • 300～1000M¯の星の平衡状態 • コアは初期には等エントロピーであるとする。(Fryer et al. 2001) • 回転は微分回転（星の内側がよく回っている）を仮定し、回転エネルギー/重力エネルギー＝0.005とする。

  9. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算3. まとめ 非球対称な 重力波計算 物質の動き ニュートリノ放射 に着目。 最近注目されている重力波源 ニュートリノ 物質 ソースまでの距離 四重極公式 Epstein(1978), Mueller & Janka(1997) ニュートリノ光度 非対称度 球対称では０になる

  10. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算3. まとめ 重力波波形 300M¯の場合 先行研究で仮定されたスペクトル 物質 FT 合計 ニュートリノ 100 103 バウンスからの時間 [秒] 周波数 [Hz] 最初は物質起源の重力波が支配的。 最後はニュートリノ起源が支配的。 低周波数モードではニュートリノ起源。 高周波数モードでは物質起源。

  11. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算3. まとめ 星形成率は、Sandick et al.(2006) 質量関数はSalpeter型 ： (m) /m-2.35 (300M¯~1000M¯) 宇宙論パラメータは、WMAPの結果 背景重力波計算 密度パラメータ 星形成率 質量関数 臨界密度: 単発の第一世代星からの重力波 計算に用いる仮定

  12. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算3. まとめ DECIGOやBBOといった重力波干渉計で（相関を取らずに）十分見える強度 観測にかかり得るのはニュートリノ起源による低周波数側の重力波 背景重力波のスペクトル DECIGO ピークを拾えれば、第一世代星がどのくらいのzで最も形成されたのかが分かる

  13. 1. 第一世代星の重力崩壊　2. 重力波計算　3. まとめ 第一世代星からの重力波を定量的に評価 物質起源 ニュートリノ起源 背景重力波を計算 検出可能性 ニュートリノ起源 まとめ ※まだまだ不定性の大きい議論 　特に星生成率は全く分かっていない

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