APゼミ

日時:毎週水曜日午後1時30分より
場所:5階お茶部屋(539)


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2008 後期

2008/11/19 原始惑星系円盤の温度構造モデル(野村 英子)

Nomura & Millar 2005 (arXiv:astro-ph/0505126)

2008/10/15 原子惑星系円盤における荷電ダストの成長(奥住 聡)

Project Planet Thunder

2008/10/08 第一世代星の重力崩壊とニュートリノ・重力波輻射(諏訪 雄大)

Media:Kyoto AP seminar suwa 2008 10 08.pdf

First Starの末路は?

First Starの形成。

10^5 M_sunのガスハローのなかに 10^2 M_sunの星形成雲ができる。

現在では、低密度では分子、高密度ではメタルのガスがCoolingに効いているのだが、 初期はメタルもダストもないのでCoolingが効きにくく、LyαがおもなCooling Source。 最終的にはわずかに形成されるH2分子の2->0回転順位で、512K。 重水素があると1->0順位があるので、50Kくらいまで減らせる。


しかもダストがないので、輻射圧で支えにくく、大きな星ができる。 $\frac{dM}{dt} \sim \frac{{c_s}^3}{G} \propto T^{\frac 3 2}$


First Starの進化。

メタルがあるとWindが出る。そのため、死ぬときの星は30Msun以上にはなれない。 メタルはLine opacityで加速される。(Line加速は重要、おもしろい、外側だけとばせる)

回転をいれると、対流がおこるのでよりMasslossしやすくなるだろう。


First Starの最期。

130-260M_sunの星は、pair-instability supernovaにより、一気に星がつぶれる。 そのときシリコンに火がついて星が飛ぶ。 -500Msunでは、押し返せない。それ以上だとShockすらたたず、全体がBHになる。

このような星の内部は、 photoelectropaircreation, disintegration of 56Fe electron capture などの領域に到達することがあり、そうなるとBHが一気にできる。

ふつうの20M_sunくらいのSNは、disintegration of 56Feと electron captureで爆発している。

pair-instability regionはMarginaly Unstableなので、90M_sunくらいだと安定・不安定が交互におこってPulsationをおこす。これが大量のMass Lossをひきおこし、濃いCloudをつくっておくことで、運動エネルギーを急速に光に変換できる。最近見つかっている2N型等のとても明るいSNはこのpair-instability SNになる。

Pair-instability-SNは元素番号が偶数番目の元素をよく作る。?!(Heger Woosley 2001)


2次元SPHとかで、FLDでRadiative Transferをとく。

250M_sunは爆発する。 300M_sunはBHになる。この領域ではすべての元素がPhotodissociateして陽子と中性子しかなくなる。

中心にBHができてそれがエネルギーを吸うので変換効率は悪い。ただしやっぱりエネルギーは大きい。

3次元SPH

First Starの観測

ニュートリノや重力波を見るには、個々の爆発は小さすぎる。 しかし、全宇宙のFirst Starの積分で背景輻射ができれば。

全バリオンのうちPop3に参加する割合は?

コード

=>Black Hole形成時のニュートリノ輻射を見る場合、全重力エネルギーの0.5%くらいの回転が入っていたほうがニュートリノ放射は1桁増える。

electronutrinoは電子と相互作用するので、あまり内側からはでられない。 mu, tauニュートリノは衝突する相手があまりいないのでより星の内部から出てくる->温度が高い。

Chandrasekhar Mass

Mchand = 1.4Msun


GRBとAssociateしたSNを見れる。


重力波

First Starはより状態方程式がやわらかいため、非球対称な爆発を起こしやすく、重力波を出しやすい。また、普通の星は中性子縮退圧で支えるところを、First Starはふつうにガス圧で支えられるため、より密度が低い時代に重力波を出す。すると周波数が低い重力波が出る。

2008 前期

7/9 雷雲内での相対論的電子加速とガンマ線の観測(榎戸)

発表ファイル media:2008kyoto_seminor_enoto_080709.pdf

7/2 Constraints on the Evolution of Black Hole Spin due to Magnetohydrodynamic Accretion(八木)

6/25 Constraints on the Evolution of Black Hole Spin due to Magnetohydrodynamic Accretion(八木)

6/18 雷雲中での電化分離機構について(冨康)

6/11 傾圧不安定性(鈴木)

6/4 傾圧不安定性(鈴木)

5/28 Neutron Star Dynamos and Origins of Pulsar Magnetism[田辺]

ダイナモ機構の説明。 中性子星はマグネターとパルサーの2種類にわかれ中間の強さの磁場がないのが不思議である。

差動回転が強いと対流は安定化されて起こらず、星全体が差動回転ダイナモによりコヒーレントな磁場をもつ。 一方対流が起こったときは磁場は (乱流スケール / 星の大きさ) 程度に細分化されランダムに足し合わせられるんで 磁場の強さが桁でおちる。この様にしてマグネターとパルサーが分化した。

という理論だったんだけどMRIが現れて過去のものとなりましたとさ。


5/14 Ellectron acceleration around the supermassive black hole at the galactic center[樫山]

Siming Liu, Vahe Petrosian, and Fulvio Melia ApJ 611 L101-L104 (2004)

V.Petrosian and S.Liu, ApJ 610 550 (2004)


4/23 Dissipation in poynting-flux-dominated flows :The sigma-problem of the crab pulsar wind[高本]

J.G.Kirk and O.Skjaeraasen APJ 591 366 (2003)

Y.Lyubarsky and J.G.Kirk 2001 APJ 547 437

C.F.Kennel and F.V.Coroniti 1984 APJ 283 694

F.C.Michel 1982 Rev.Mod.Phys. Vol.54 No.1


4/16 The effect reionisation on the CMB-density correlation [成子篤(基研)]

4/9 巨大Binary BH探査とその進化 [早崎公威(基研)]

中心のSMBHはBHの合体とaccretionにより進化

BBHsの周りに回転する円盤を考える。CircumBinary Disk

CBDから、中のBBHsへのガス流入を考える。 CBDがあると、Hubble timeで合体できる。