爆発的コンパクト天体現象の理論研究：
何がわかっていて何がわかっていないのか？
諏訪雄大（京都大学基礎物理学研究所）

僕と夏の学校
ss05 (M1): 初参加。多くの友人と出会う。
ss06 (M2): 引き続き参加。
ss07 (D1): コンパクトセッション座長。
ss08 (D2): 引き続き参加。事務局引き継ぎも。
ss09 (D3): 夏の学校事務局(教頭)として参加。
ss13 (今年): コンパクトセッション招待講演。

目次
1. コンパクト天体の引き起こす爆発現象
2. 超新星爆発
3. ガンマ線バースト
4. まとめコンパクト天体と高エネルギー天体現象

Active galactic nuclei
Magnetar

Black holes
Neutron stars

Gamma-ray burst
Supernova

なぜコンパクト天体か？
エネルギー
コンパクト天体は非常に半径が小さい。それゆえ、解放できる重力エネルギーが大きい

タイムスケール
その小ささゆえ、変動のタイムスケールも短い
短時間で明るさが大きく変動する天体現象を説明するにはコンパクト天体は不可欠なぜ爆発的現象か？
非常に明るい得られる情報が多い
時間スケールが人間のタイムスケール（宇宙で起こっている現象は大抵非常に長いタイムスケールで動いているのに！）遠方まで見通すことができる
昔の宇宙を照らす灯台としての役割

超新星とガンマ線バースト
超新星爆発

ガンマ線バースト
宇宙で最大規模の大爆発

中性子星の形成サイト

ブラックホールの形成サイト(?)

主に可視光で光る

主にガンマ線/X線で光る

熱的ニュートリノが出る

非熱的ニュートリノが出る(?)

ほぼ球形に爆発

ジェット状に爆発

一部の天体は二つの爆発を一緒に起こす

超新星が付随したガンマ線バースト
GRB  SN association

Hjorth et al. (2003)

GRB 980425 / SN 1998bw: (z=0.0085)
GRB 030329 / SN 2003dh: (z=0.1685)
GRB 031203 / SN 2003lw: (z=0.1055)
XRF 060218 / SN 2006aj: (z=0.0334)
XRF 100316D / SN 2010bh: (z=0.0591)
GRB 120422A / SN 2012bz (z=0.283)
GRB 130427A / SN 2013cq (z=0.34)

GRBを付随する超新星は爆発エネルギーが通常の超新星よりも大きい極超新星？
Eexp~1052 ergs
Nomoto et al. (2006)

コン02a 高木さんの講演参照

１. 超新星明るい変動天体
beforeafter

SN2011fe超新星の種族
水素なし

シリコンあり

I型

超新星

シリコンなし

水素あり

II型

明るさ

w/ narrowemissionlines

Ia型 ヘリウムあり ヘリウムなし
Ib型 Ic型

時間

IIL型 IIP型

IIn型

超新星の種族
水素なし

シリコンあり

I型

超新星

シリコンなし

水素あり

II型

明るさ

w/ narrowemissionlines

Ia型 ヘリウムあり ヘリウムなし
Ib型 Ic型
重力崩壊型超新星

時間

IIL型 IIP型

IIn型

光度曲線

超新星がどのように光るかは非常によく分かっている吹き飛ばされた外層の質量内部で作られた Ni の量重力崩壊型超新星
宇宙で最も激しい爆発の一つ
爆発エネルギー：1051erg (TNT火薬1035トン=地球10兆個分)解放される重力エネルギー：1053erg (~0.1M⊙c2)
ニュートリノで持ち出されるエネルギー：1053erg
中性子星やブラックホールを形成する全ての既知の相互作用の全てが等しく重要•巨視的物理
重力

重力崩壊

電磁気力

強磁場中性子星形成•微視的物理弱い相互作用ニュートリノ反応率

強い相互作用

高密度核物質の情報

星の進化から超新星爆発へ

星の進化の最終段階

Fe
Si
O,Ne,Mg
C+O
He
H

ニュートリノ球形成（ニュートリノトラップ）

中性子星形成(バウンス）

ニュートリノ球

NeutronStar

ρc~1011 g cm-3

ρc~1014 g cm-3

ρc~109 g cm-3

衝撃波の停滞超新星爆発!

衝撃波の復活Fe
SiO,Ne,Mg
C+O
HeH

超新星ニュートリノ検出と理論モデルの確証
超新星からは膨大な量のニュートリノが放出される

超新星1987Aから20個程度のニュートリノが検出された。日本のKamiokande、米国のIMB、ロシアのBaksan

これが最初の超新星ニュートリノの検出
ニュートリノの放出時間はおよそ10秒程
度で、爆発理論の正しさが初めて観測的に実証された

現在、Super-Kamiokande が稼働中。超新星が起こるのを今かと待ち構えている

超新星のシナリオ
質量が太陽の十倍以上の星は中心に鉄コア形成
電子捕獲反応、鉄の光分解反応→鉄コア崩壊
核密度を超えると状態方程式が硬くなる→core bounce
コア表面で衝撃波形成、伝搬→外層を吹き飛ばせればいい（“即時爆発”）Fe
Si
O,Ne,Mg
C+O
He
H

ニュートリノ球

中性子星

衝撃波の停滞
しかし、衝撃波は止まってしまう（鉄の光分解、電子捕獲に寄るニュートリノ放出のため）

衝撃波の停滞ニュートリノ加熱機構
ニュートリノ冷却 (陽子の電子捕獲→中性子)
ニュートリノ加熱 (中性子のニュートリノ捕獲→陽子)

加熱領域

衝撃波

吸収

冷却領域
中性子星

ニュートリノ加熱による衝撃波復活“遅延爆発”

放出

衝撃波の復活球対称１次元シミュレーションRammp & Janka 00

Liebendörfer+ 01

考えうる全ての物理を考慮したシミュレーションを行ったが、超新星爆発を数値シミュレーションで起こすことができなかった…。
数値天文学の未解決問題の一つとされ、40年来の謎であった。
Thompson+ 03

Sumiyoshi+ 05

シミュレーションの発展と爆発
Recently, we have successful exploding models driven by neutrino heating
Suwa+ 13 (15M⦿)

800

Buras+ 06 (11.2M⦿)Physical time: t=700 ms

600 Marek & Janka 09 (15M⦿)

40

30200
020-200-400s[kB/ baryon]

r [km]

kB

400

10-600-800-800 -600 -400 -200 00200 400 600 800

r [km]

fSuwa+ 10, 11 (13M⦿)Neutrino heating is ampliﬁed
due to multi-D eﬀects such as
Convective motion behindthe shock wave
Standing Accretion Shock
Instability (SASI)

ニュートリノ駆動型爆発の問題点
爆発エネルギー [1050 erg]

爆発エネルギー [1049 erg]

Suwa et al. (2010, 2013)

中性子星を作ることができない（コンパクト天体の質量増加が止まらない）
質量半径の時間発展

Marek & Janka (2009)

爆発エネルギーが小さい（~1049-1050erg）

他のメカニズム：音波爆発(Burrows+ 06,07)

SASI がPNSを叩く=> PNSを揺らす
PNSの振動が音波を生み、衝撃波を叩く
音波によるエネルギー供給がニュートリノを凌駕(?)

Shock revival by acoustic powerνheating

acoustic

他のメカニズム：音波爆発(Burrows+ 06,07)

SASI がPNSを叩く=> PNSを揺らす
PNSの振動が音波を生み、衝撃波を叩く
音波によるエネルギー供給がニュートリノを凌駕(?)

Shock revival by acoustic powerνheating

acoustic

他のメカニズム：磁気駆動爆発
星が微分回転していると、それに伴って磁場を巻く
巻かれた磁場は極方向に圧力を及ぼす
初期条件として、強い回転と強い磁場を持っている場合、回転軸に沿ってアウトフローが形成される

他のメカニズム：磁気駆動爆発

OWS ET AL.

星が微分回転していると、それに伴って磁場を巻く
巻かれた磁場は極方向に圧力を及ぼす
初期条件として、強い回転と強い磁場を持っている場合、回転軸に沿ってアウトフローが形成される
Burrows+ 07b2

超新星の小まとめ
分かっていること
超新星は大質量星の末期の瞬間
超新星は星のコアが中性子星に変貌して重力エネルギーを解放するプロセス（の一部）
光り方分かっていないこと
そもそもどうやって爆発している？
爆発メカニズムの候補はあるが、どれも決定打には至らない２. ガンマ線バースト

ガンマ線バースト
主にガンマ線帯域で非常に明るく輝く現象
最大光度は 1051 erg/sにまで達する宇宙最大の爆発

米徳さんの講演参照

Long GRB and Short GRB
継続時間で二つの種族に分けられる

long GRB (T>2s)
short GRB (T<2s)
本講演では、long に注目する

光度曲線
Margutti+ 12

即時
放射

残光

コンパクトネス問題
ガンマ線バーストを作る火の玉はγγ→e+e-の反応に対して光学的に厚い

これを回避するには、相対論的フローを考えればよい- 相対論的ビーミング: R~Γ2cδt- 青方偏移: τγγ Γ-(2β-2)~Γ-4

これらの効果により、Γ>100 のジェットを考えれば、観測されている MeV のガンマ線が抜け出すことができる

ジェットブレイク

Harrison+ 99

當真氏スライドより拝借

光度曲線の折れ曲がり
相対論的ジェット状爆発の証拠
コンパクトネス問題への解を与える

ガンマ線バーストのモデル
Meszaros 01

中心天体から何らかの機構によってジェットが生成
ガンマ線は内側から放射（即時放射）
幅広い帯域のなだらかな減光（残光）

即時放射機構
非熱的スペクトルBand function

α~-1; β~-2.5

どうやって作る？
内部衝撃波モデル
光球放射モデル残光放射機構
Zhang+ 06
Racusin+ 09

外部衝撃波→シンクロトロン放射で後期はよく説明できる
Swift が打ち上がって (2005年)、初期残光が観測できるようになってから、いくつも謎が発生
steep/shallow decay
X線フレア

バリオンロード問題
相対論的なジェットを作るには、ジェットを形成している物質の質量は小さくなくてはいけないθj

しかし、単純に星の外層を飲み込んでいくと、ジェットの質量はすぐに大きくなってしまう。

No. 1, 2003

コラプサーシナリオ
disk

•
M

cocoonjet (!j≫1)

大質量星の重力崩壊によって、ブラッjet head

Zhang+ 03

RELATIVISTIC JETS IN COLLAPSARS

Lj

クホール＋降着円盤システムができる降着物質が”何らかのメカニズム”によって絞られた相対論的ジェットとして放出されるΓh<θj-1であれば、ジェット物質が衝撃波を叩いた後に外側に回り込む
コクーン形成バリオンロード問題の一つの回避法

ジェットヘッドが星を突き破ることが出来れば、GRB 形成
359

コラプサーシナリオの検証

Leloudas+ 10

銀河内の位置は、Ic 型超新星に近い親星としては、Wolf-Rayet 星の分布に近い

ジェット生成
McKinney 07

どうやってジェットを作っている？
GRB に関連するところで一番よく分からない部分

nnihilation near accreting black holesdessstsseof
otouraennt
reFigure 3. Contours for the disc–corona, corona–wind, and wind–jet boundaries at t ≈ 1500t g and an outer scale of r ≈ 102 r g . The disc–corona boundary is a cyan contour where β ≈ u/b2 = 3, the corona–wind boundary isa magenta contour where β = 1, and the wind–jet boundary is a red contour where b2 /(ρ 0 c2 ) = 1. The black contour denotes the boundary beyond
which material is unbound and outbound (wind + jet).

有力なシナリオ

53Figure 2. Same as Fig. 1, but outer scale is r = 102 r g .

Birkl+ 07x

Fig. 6 shows ! ∞ , which reaches up to ! ∞ ∼ 103 –104 , for an outerscale of r = 104 r g (panel A) and an outer scale of r = 103 r g (panelB). The inner-radial region is not shown, since ! ∞ is divergent near
the injection region where the ideal MHD approximation breaks
down. Different realizations (random seed of perturbations in disc)lead up to about ! ∞ ∼ 104 as shown for the lower pole in thecolour figures. This particular model was chosen for presentation
for its diversity between the two polar axes. The upper polar axis
is fairly well structured, while the lower polar axis has undergone
an atypically strong magnetic pinch instability. Various realizations
show that the upper polar axis behaviour is typical, so this is studied
in detail below. The strong hollow-cone structure of the lower jet isdue to the strongest field being located at the interface between thejet and the surrounding medium, and this is related to the fact that the'C 2006 The Author. Journal compilation 'C 2006 RAS, MNRAS 368, 1561–1582

Fig. 1. Ray-tracing of neutrinos in a Kerr BH spacetime. At everyFigure 4. Same as Fig. 3, but for t ≈ 1.4 × 104 t g and an outer scale of r ≈103 r g . At large scales, the cyan and magenta contours closer to the equatorial
plane are not expected to cleanly distinguish any particular structure.

磁気駆動

BZ-flux is ∝ sin2 θ , which vanishes identically along the polar axis.
It is only the disc+corona that has truncated the energy extracted,
otherwise the peak power would be at the equator. As described in
the next section, at larger radii the jet undergoes collimation that
results in more of the energy near the polar axis.

ニュートリノ対消滅

5.1 Radial jet structure
Fig. 7 shows the velocity structure of the Poynting-dominatedjet along a mid-level field line, which starts at θ j ≈ 46◦ on theblack hole horizon and goes to large distance, where the funnel

コン14a 伊地知さん
コン15a 杜さんの講演参照

GRB の親星の条件
Matzner 03
based on constraints for GRB 000418 (T~30 s)

GRB形成の”古典的標準”条件

相対論的ジェットが典型的な継続時間程度(~O(10)秒)で星の外層を突き破る

Excluded...

☞星は十分コンパクトな必要あり

cocoon☞水素外層 (R~ 1013-14cm)があってjet (Γはならないj≫1)(GRB-SN Ibc 関係と無矛盾)

Allowed☞ GRB progenitor

GRB の親星の条件
Matzner 03
based on constraints for GRB 000418 (T~30 s)

GRB形成の”古典的標準”条件

相対論的ジェットが典型的な継続時間程度(~O(10)秒)で星の外層を突き破る

Excluded...

☞星は十分コンパクトな必要あり☞水素外層 (R~ 1013-14cm)があってはならない(GRB-SN Ibc 関係と無矛盾)

Allowed☞ GRB progenitor

最近の話題: Ultra-long GRBs
Gendre+ 12

最近、duration が ~ 104 秒にも及ぶ非常に長いガンマ線バーストが発見された (Ultra-Long GRB; ULGRB)GRB 101225A, 111209A, 121027AULGRBとコラプサーの証拠？
Nakauchi, Kashiyama, YS, & Nakamura, arXiv:1307.5061

即時放射

青色超巨星がGRBを起こしたとす
ると、エネルギーと継続時間が説明できる

残光

明らかに普通の残光モデルでは説明できない bump がある
コラプサーモデルの自然な帰結であるコクーンからの放射で残光が説明可能
コン01a 仲内さんの講演参照

ガンマ線バーストの小まとめ
分かっていること
長い継続時間のガンマ線バーストは大質量星の死によって引き起こされる相対論的なジェットによって作られている分かっていないことどうやってジェットを作る？
天体のどういう個性が GRB の生成を決める？

まとめ
超新星と GRB は宇宙で最大規模の大爆発
エネルギーと時間の二つスケールより、コンパクト天体によって引き起こされていることが分かる
両者は同一の天体が起こすことがあることも観測的に明らかにされた大質量星の死しかし、いまだどうやって爆発を起こしているのかは未知