ガンマ線バースト理論の最近の進展井岡邦仁（阪大理、４月からPennState）観測のまとめ >msec 最も明るい天体 ∼1052erg/s 光度赤方偏移 GRB ∼1000 events/yr 等方, 非一様 ∼200 keV, 非熱的 10-3s∼103s : Short, Long 起源は謎残光Ｘ線光学電波時間標準モデル optically thick γγ→e+e− 重い SN? 星？中心エンジン内部衝撃波星間物質 Γ>100 外部衝撃波光度 Kinetic energy ↓ Shock dissipation GRB 残光時間 Compactness 問題 R ≈ cδ T ≈ 10 (δ T 10ms ) cm 8 E ≈ FD ≈ 10 F−7 D28 erg 2 + − γγ → e e 49 Eγ ≥ MeV  D  FD F 13  τ γγ : σ T 3 R : 10  −7  2 −2  R me c 10 erg cm 3Gpc    2 2  δT   10ms    Optically thick ⇔ Non-thermal −2 相対論的運動共同系でのMeV光子を減らせる光子数 MeV Γ×MeV 光子のエネルギー放射領域を cδT より大きく出来る Γ −1 Relativistic beaming : R Γ : cδ T 2 τ γγ ∝ Γ −4 + β B : Γ −6.5 Γ ≥ 100 残光の標準モデル Jet Reverse shock Forward shock 星間物質Ｘ、光、電波光、赤外（Optical flash) 運動エネルギー内部エネルギー U int ① 電子のフェルミ加速 ε e = U e U int : O (1) , N ( γ e ) ∝ γ −2 e (γ e >10 γ ) ② 磁場生成 ε B = U B U int : O (1) ⇒ シンクロトロン放射 3 N (γ e ) 4 B2 2 2 P (γ e ) = σ T c γ e γ 3 8π eB 2 ν ( γ e ) = γγ e 2π mec Fν シンクロトロン自己吸収 ν1 3 νa ν2 電子のエネルギー分布 γm γc νm ν − ( p −1) 2 γe 光子の ν c スペクトル ν −p 2 冷却 ν 残光モデルの成功シンクロトロン衝撃波モデル Sari,Piran& Narayan(98) { E, {ν c n, ε e , ε B } ⇓ , ν m , ν a , Fν ,max } as functions of time Price et al.(03) Fitting: E : 1051-54 erg n : 0.01 − 100cm−3 ε e : 0.1 ε B : 0.01 Panaitescu&Kumar(00) Galama et al.(98) Optical Flash ISM ｒｅｖｅｒｓｅｓｈｏｃｋ Shock emission ｆｏｒｗａｒｄｓｈｏｃｋ Zhang et al.(03) Sari&Piran(99) ジェット Γ −1 残光の折れ曲がり残光は θ∼Γ−1 で折れ曲がる Break time 折れ曲がる時間 ⇒ジェットの広角 −1 8 1 8 iso,52 θ : 0.057 t E 38 day n Harrison et al.(99) 全エネルギーは一定？ Bloom et al.(03) 分散が小さい Frail et al.(01) Eγ ≈ Eisoθ ≈ 10 erg 2 51 起源は重い星の崩壊？連星中性子星の合体重い星の崩壊 (Hypernova, Collapsar) RIbc∼6×104 Gpc-3yr-1 Rm∼80 Gpc -3yr-1(×7) RGRB∼0.5(250) Gpc -3yr-1 残光中の超新星 Bloom et al.(99) Hjorth et al.(03) 母銀河中の位置 Bloom,Kulkarni&Djorgovski(02) 標準的な理解 1. 宇宙論的距離 (Long GRBs) 2. 相対論的ジェットの放出: Γ>100 3. 内部衝撃波: GRB (?) 4. 外部衝撃波: 残光 5. シンクロトロン衝撃波モデルの成功 6. 全エネルギーは一定 (?) 7. 重い星の崩壊が起源しかし、、、未解決問題 1. ジェットの加速機構は？ 2. ＧＲＢのジェットの構造は？ 3. 宇宙論的道具として？ 4. 他の放射は？: UHECR, HEν, HEγ, GW 5. Short GRBは何か？ 6. ＧＲＢの放射はシンクロトロン放射か？ 7.無衝突ショックの物理は？ 8. ＧＲＢの周りの環境は ? 、、、などなど偏光加速機構シンクロトロン放射ジェットガンマ線偏光 Πγ=80±20% !! GRB021206 Coburn&Boggs(03) RHESSI (3keV-17MeV) 注：Πγ<4.1% (Rutledge&Fox 03) 一様磁場？ B Π max 直線偏光 p +1 = ; 70% p+7 3 N e ( γ e ) d γ e ∝ γ e− p d γ e 理論的最大値 ⇒ 大規模一様磁場 ⇒ 磁場による加速？ B∼1015G Γ −1 Weibel不安定性（プラズマの不安定性）乱れた磁場が出来る ∼プラズマ周波数 Medvedev&Loeb(99) 円偏光一様磁場 Matsumiya&Ioka(03) 全直線偏光全円偏光乱れた磁場 0 円偏光の観測 ⇒ 一様磁場の証拠！Ｘ線フラッシュ新たなバースト天体ジェットの構造 X-Ray Flash (XRF) Lamb et al.(03) Ｘ線ガンマ線 XRF∼GRB except for small Epeak & fluence 光子の典型的エネルギー Eiso-Epeak 相関ＧＲＢ GRB∼XRF ＸＲＦ 030723 020903 Sakamoto et al.(03) ＧＲＢの等方的エネルギー XRFの全エネルギー現在分かっているＸＲＦの赤方偏移は１つ Soderberg et al.(03) 全エネルギーはＧＲＢとほぼ同じ Fluence Off-Axis GRB ガンマ線Ｘ線 Energy Ioka&Nakamura(01) Eiso-Epeak 相関 Observation Simulation on-axis off-axis 光子の典型的エネルギー non-detection XRF Sakamoto et al.(03) Yamazaki,Ioka&Nakamura(04) ＧＲＢの等方的エネルギージェットの構造 Uniform jet Power law jet Energy Energy Viewing angle Viewing angle Gaussian jet Two jet Energy Energy Viewing angle Viewing angle 重い星の中のジェット cocoon Two jet ? Zhang et al.(03) Zhang et al.(03) ＧＲＢ宇宙論宇宙論的道具としてのＧＲＢ GRB宇宙論重い星起源 ⇒ 高赤方偏移ＧＲＢクエーサー、超新星の様に星形成史重力レンズ再電離史、、、 z∼100 GRB QSO, galaxy Larson&Bromm(02) ＧＲＢは高赤方偏移を探るのに有用宇宙の再電離再電離の時期 6<zreion<1000 hνion=13.6 eV Barkana&Loeb(01) 星、銀河形成に重要な情報再電離の時期 QSOのLyα吸収 ⇒ zreion∼6 WMAPの偏光観測 ⇒ zreion∼17 Fan et al.(02) Spergel et al.(03) Kogut et al.(03) 実際の再電離２回再電離非一様再電離 Ciardi,Ferrara&White(03) Cen(03) Dispersion Measure (DM) ：視線上の自由電子の柱密度 Dispersion Measure Dispersion Measure ↓ 再電離史再電離の赤方偏移赤方偏移再結合した電子はＤＭに寄与しない残光によるＤＭの測定高エネルギー光子プラズマ中では光の情報が遅れる −2 低エネルギー光子電離した星間物質  DM  ν   ∆t = 415 s    5 −3   1 GHz   10 pc cm  光度曲線の歪み ⇒ ＤＭ ⇒ 再電離史光度 Ioka(03), Inoue(04) t∼∆t time ＧＲＢ宇宙論まとめ謎は明らかになりつつある加速機構 : 偏光ジェットの構造: Ｘ線フラッシュ GRB 宇宙論 : 初代星 , z>10 UHECR, HEν, HEγ: 未開拓重力波 : DECIGO/BBO Swift衛星 : 今年統一モデルＳｈｏｒｔＸＲＦＬｏｎｇ Γ −1 Yamazaki,Ioka&Nakamura(04)