コラプサーからのガンマ線バーストジェット
水田 晃（千葉大）
1. Introduction
observation and theory of GRB
GRB と 超新星爆発
2. コラプサーからの相対論ジェット
親星からブレイクしたその後
3. まとめ12.26.2006
第19回理論懇シンポジウム
＠立教大学Gamma-ray Bursts (GRBs)
GRBs E~1050-53ergs. (isotropic)
年間約1000イベント
バーストの持続時間＝＝＞二山分布
ロングバースト (t > 2 s)d

ショートバースト (t <2 s)

short

long

d

William et al. (1999) ApJS
distribution of GRB duration fromBATSE catalog

Internal
shock

GRB

External
shock

Afterglow
Meszaros (2001)

GRBs detected by Swift

By N. Gehrels

超新星爆発とGRB
ロングGRBと超新星爆発の相関が数例観測された。

Spectrum :after a few days
~ after a month from the burst

ex. GRB980425/SN1998bw,
GRB030329/SN2003dh

power law
: afterglow

共に爆発エネルギーは通常の超新星爆発
よりも大きい極超新星
E=1052erg 通常よりも大量の56Ni の生成

SN component
appears!

SN1998bw/GRB080425

GBR の母銀河は星形成銀河
GRB にはHNが必要と思われたが。。。

Kinetic Energy 1051 erg

SN2006aj GRB060218(XRF)
Type Ic の超新星
z=0.03342 2番目に近いGRBXRF で初めてSNとの相関が観測された中性子星が形成された？
Mazzali et al. (2006) 他 in nature
GRB060505 at z=0.089 (4s)
GRB060614 at z=0.125 (102s)
近傍のGRB なのに SN が観測されなかった
新しいタイプの大質量星の死？

Ni (solar mass)

バーストの中に熱的成分

Mass of Progenitor (solar mass)

56

ejecta 2 solar mass
(10 solar mass for GRB-SN)
爆発エネルギー
2x1051erg(3x1052erg for GRB-SN)

Mass of Progenitor (solar mass)
Nomoto 2003,
Mazzali (2006 改変)

”Collapsar モデル” 高速回転する大質量星の死(Wooseley 1993, Paczynski 1998,MacFadyen et al. 1999)
Shell structure

1. Fe core が崩壊し親星中心にブラック
ホール又は原始中性子星が形成される2. 親星は高速回転している為、回転軸方向には外層は自由落下できるが赤道方向は強い遠心力を受け、降着円盤が形成される

Progenitor

ニュートリノ、反ニュートリノの対消滅を仮定して熱エネルギーを極付近に注入。ホットプラズマが回転軸方向に膨張していく＝＝＞GRBジェット
磁気駆動型のシミュレーション
Mizuno et al. Proga et al.
Nagataki et al.

ニュートリノ、反ニュートリノの対消滅
and/or MHD プロセスによるジェットの形成

”Collapsar モデル” の課題
アウトフローの形成機構（中心エンジン）
どのような親星がGRBジェットを形成できるか？
Woosley & Heger (2006), Yoon et al. (2005)
星の進化において、初期の角運動量、金属汚染、mass loss,
ダイナモなどを考慮
ニュートリノ、反ニュートリノの対消滅？
磁気駆動型？
アウトフローガ形成された後、どのように親星中を伝搬してゆくか？
GBR を伴うものと、伴わないものの違いは？
最近の”特異”なGRBはコラプサーモデルの枠で説明可能か？
アウトフロー形成のフェーズから、残光フェーズまでは、
空間スケールだけでも10桁も変化。
全体をまとめてとらえるのは難しい。
各パートを取り出してモデルを作り、繋げていく段階。

相対論的流体シミュレーションによるコラプサーモデルの計算
相対論的ジェットは形成されるか？どのように伝搬するか？

Γ_max ~100

Γ_max ~40

W

Aloy et al. (ApJL 2000)
MacFadyen et al. (1999) と同じだが相対論的流体シミュレーション
バイナリ NS の合体を仮定した同様の計算ではG~数百を実現 Aloy et al.(2005)

Zhang et al. (a jet injected)

これらのシミュレーションでは親星の中を相対論的ジェットが伝搬し、親星を付き破った後 GRB と成りうるアウトフローが見られる

アウトフローの初期の速度、熱エネルギーによって、高ローレンツ因子、収束したジェットから大きく広がっていく
アウトフローまで、多様な振舞がみられた

Mizuta et al.(2006)
dE/dt = 1051erg/s for 10 sec, ε0/c2 =0.1.
Outflow is initially parallel to cylindrical axis
The other series (ε0/c2 =1.0, 5.0) also show the same transition.

初期に十分な熱エネルギーを持ったモデルではローレンツ因子１００を越えるアウトフローが見られる
ジェットの軸に沿った密度とローレンツ因子の１次元プロフィール
熱エネルギーが膨張によって運動エネルギーに変換される(ファイアボールモデル)
初期は、親星の高密度中をジェットが広がっていく
スペースを作る仕事をする為、変換効率は悪い。

Maximum Lorentz factor is good agreement withsimple formulaΓmax ~ Γ0 (1+ε 0/c2) この場合は 0=5, 0/c2=30

初期の開き角と加速 (0=5o の場合)先ほどと注入ジェットの条件はほぼ同じ。
初期に開き角を持った(=5o)アウトフローは、
横方向へ広がる仕事をしなくていい分、早く高ローレンツ因子を実現できる

初期の開き角、
中心エンジン（降着円盤）の活動の持続時間が、
高ローレンツ因子の成分を得るには重要となってくる

“Energy distribution in angle” ブレイクの後Lazzati & Begelman (2005) との比較
Lazzati & Begelman (2005) で導出された
理論モデル
JET
COCOON

Shockedprogenitor gas

Woosley & Heger(2006) で紹介された16の親星モデルでも同様の傾向が得られた.
Lazzati らも流体シミュレーションで同様の結果を得ている

中心エンジンからのアウトフローガ無くなった後でも親星中の横方向の衝撃波は残る
(cm)

(cm)

t=5s

(cm)

(cm)
(cm)

t=20s

(cm)

t=10s

(cm)

t=60s

(cm)

相対論的流体シミュレーションの問題点 =(1-vx2-vy2)-1/2（衝撃波の進行方向に対して垂直方向成分の効果）

既存のコードでは、(近似)リーマン解にtransverse velocity の効果が含まれていない
解決策
1.高解像度にする
時間的、空間的に必要な部分にローカルにメッシュを多く切る(AMR:Adaptive Mesh
Refinement)
FLASH code (Chicago Univ.)
RAM code (by Zhang et al.)2.transverse velocity の効果が含まれたリーマン解を用いる---開発されていない
AMR は計算コストがかかる為、根本的解決が望まれる

AMR（最大１２レベル）を用いたGRBジェットのシミュレーション
Morsony, Lazzati, & Begelman (submitted)

まとめ
コラプサーからのジェットは親星を突き抜け収束を保ちながら星間空間へ進むことができる。
初期の速度によっては、横方向に大きく広がり非相対論的流れで
非対象超新星爆発となるようなアウトフローが見られた
高ローレンツ因子を保にはある程度の中心エンジンの持続時間が必要
初期の開き角によって、高ローレンツ因子が達成されるまでの時間は大きく変化する
ブレイク後のコクーンの広がりによるエネルギー分布は

AMR を取り入れた高解像度の相対論的ジェットのシミュレーションが行われ始めている。
同様のコードを開発するには、要時間、計算コストも高く、エラーの少ないリーマン解を用いるなどの工夫が必要