初代星からのニュートリノ・重力波とその観測からわかること
諏訪 雄大
東京大学 宇宙理論研究室

共同研究者：
滝脇知也(東大)、固武慶(国立天文台)、佐藤勝彦(東大)YS, Takiwaki, Kotake, Sato ApJ 665 L43(2007)
YS, Takiwaki, Kotake, Sato ApJ accepted (2008)

初代星・銀河形成研究会@甲南大学(2008/9/9)

1

第一世代星

初代星・銀河形成研究会

第一世代星2

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？
中間質量ＢＨと関連？
高赤方偏移ＧＲＢ？

Big Bang

CMB
第一世代星形成

再イオン化
銀河形成 星形成
From Prof. Umemura’s web page

太陽系・惑星形成
初代星・銀河形成研究会

星の進化
3

Heger et al. （2003）
301000

太陽組成

無金属組成

太陽組成では、初期質量が大きくても進化の過程で質量を失う
最ため、最終的な質量は大きくな
終質らない。

最終質量量

初期質量

100

初期質量

1000

金属量が少ないと、質量損失がほとんどない!!

第一世代星は金属量が少ないため、通常よりもはるかに大きい質量を保持したまま重力崩壊を始める 初代星・銀河形成研究会

第一世代星の重力崩壊の概要
4M≳300 M¯の場合

H,HeC,O

Neutrino sphere:

Fe

~1

Accretion Shock:ニュートリノ生成率最大
RIC

Inner core:
熱的圧力により安定化
通常のSNでは、核力によって安定化

R

Rcore

MIC~O(10)M¯ BH

初代星・銀河形成研究会

第一世代星からの放射
5

第一世代星

重力波

非常に重い
BH形成

重力崩壊の際に放射されたニュートリノ、単発では見えない重力波の観測によって初代星の形成史に迫る！
ニュートリノ

背景重力波

足し合わせ

背景ニュートリノ
初代星・銀河形成研究会

6

第一世代星からのニュートリノYS, Takiwaki, Kotake, Sato ApJ accepted (arXiv:0806.1072)

初代星・銀河形成研究会

背景ニュートリノスペクトル7Iocco et al. (2005)

第一世代星の観測ができるエネルギー帯は存在しない？？

初代星・銀河形成研究会

シミュレーション手法
8計算方法
 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＋一般相対論補正 （Marek et al. 2006）
初期モデル


300 M¯ の星の平衡状態
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, 0.5, 2% の3モデルを考える。
初代星・銀河形成研究会

回転の効果放射ニュートリノ量が増加

平均エネル
ギー

回転なし

ニュートリノ
光度

9

回転なし

回転あり

回転あり

平均エネルギー
も大きくなる初代星・銀河形成研究会

回転の効果10

ニュートリノエネルギー分布

回転なし

ニュートリノ球 (=2/3)

回転あり

>10
降着衝撃波

初代星・銀河形成研究会

ニュートリノスペクトル11Luminosity spectrum

Q : emissivity
’ :  energy at local frame(local) Fermi-Dirac distributionT : effective
temperature of 

初代星・銀河形成研究会

背景ニュートリノ
12

Differential flux at Earthz: redshift:  energy observed at Earth (=’/(1+z))
fIII: baryon fraction of all baryons going through Pop III
n: CMB photon density at z=0 (» 410 cm-3)
: cosmic baryon-photon ratio (» 6.3£ 10-10)
mN: nucleon mass
mIII: mass of Pop III
(z): star formation ratedN/d’ : number spectra at the source frameAssumptions

初代星・銀河形成研究会

背景ニュートリノ13

w/ rot (T/W=2 %)If we adopt the largest value for
fIII, the contribution of Pop III
dominate the ordinary corecollapse SNe below » 7 MeV.

w/o rot.

初代星・銀河形成研究会

14

第一世代星からの重力波
YS, Takiwaki, Kotake, Sato ApJ 665, L43 (2008)

初代星・銀河形成研究会

シミュレーション手法
15

計算方法
 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＋一般相対論補正 （Marek et al. 2006）
初期モデル


300-1000 M¯ の星の平衡状態
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＝0.5%のモデルを考える。
初代星・銀河形成研究会

重力波計算16

非球対称な物質の動きに着目。
ニュートリノ放射
最近注目されている重力波源

物質
四重極公式

ソースまでの距離

ニュートリノ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

初代星・銀河形成研究会

単体の星からの重力波
17300M¯の場合

通常の超新星Buonanno+05

物質

FT
ニュートリノ合計

バウンスからの時間 [秒]

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。

100

周波数 [Hz]103

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。
初代星・銀河形成研究会

背景重力波スペクトル18

密度パラメータ星形成率fIII~0.07質量関数

重力波強度

Sandick+06
Salpeter (/ m-2.3)

Ordinary SNe[Sandick+ 06]
fIII~10-5

 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
初代星・銀河形成研究会
 星形成率が最大の不定性

19

まとめ

初代星・銀河形成研究会

まとめ
20

 第一世代星の重力崩壊を数値シミュレーションによって計算し、その際に放出される重力波、ニュートリノの量を見積もった 背景ニュートリノはこれまで考慮されていなかった回転の効果を考えると、観測可能性が高まることを示した
 背景重力波については観測可能性が高いことを示した

これらの信号を観測すれば、初代星の星形成率に対して制限を加えることができる！
初代星・銀河形成研究会