ガンマ線バーストの理論研究の現状と展望

ガンマ線バーストで探る初期宇宙
＋すばるＦＭＯＳによるバリオン振動探査
戸谷友則
（京都大学大学院宇宙物理学教室）
研究会：「宇宙初期における時空と物質の進化」
平成１９年５月２８－３０日東京大学本郷
Outline
Gamma-Ray Bursts:


A brief introduction to ＧＲＢs
ＧＲＢで探る初期宇宙
星形成史
再電離史
ダークエネルギー
バリオン振動探査

FastSound 計画（すばるＦＭＯＳによるバリオン振動探査）
GRB Light Curves
Fishman+ ‘94
Meegan+ ‘96
Short-hard
Duration
two populations
Long-soft
Spatial Distribution
Isotropic, but not homogeneous
indicating a cosmological distribution
Euclidean expectation
Meegan+ ‘96
Event rate: a few / day / all sky for the BATSE sensitivity
Afterglows
GRB970508, first redshit (z=0.835)
Metzger+ ‘97
GRB970228, first X-ray afterglow by BeppoSAX
GRB970228, optical afterglow
Bright and Extremely Energetic
GRB 990123 (z=1.6)



Eiso,γ ~ 3x1054 erg
~2Msunc2
same GRB detectable out
to z~20
Peak optical mag~9 from
z=1.6
Eγ,iso ~ 1051-54 erg
current record: GRB
050904


z=6.3
spectroscopic confirmation
by Subaru (Kawai et al.
2006)
GRB050904 spectrum
Kawai et al ‘06
GRB 990123
Akerlof+ ‘99
The Big Picture of long GRBs
Internal shock
Ultra-relativistic fireball/outflow
(Γ~100-1000)

短い時間変動からくるサイズ制限と
非熱的スペクトルから要求される低
密度を実現するために必要
Afterglow: relativistic supernova
remnants

(most likely) jet-like explosions
全エネルギーを下げられる
 Isotropic-equivalent energy >
1054 erg!
Afterglow light curve break


E~1051 erg (jet corrected)
Ejecta ~ E/Γ~10-5 Msun
external shock
Afterglow Theory Well Tested
Sari+ ‘98
Panaitescu & Kumar ‘01
Radiation by synchrotron of
accelerated electons


Power-law flux decay (∝t-1 to t-2)
Power-law spectral energy
distribution
On-axis
Off-axis
Evidence of jet: light curve break

θjet Γ(tbreak) ~ 1
Totani & Panaitescu ‘02
long GRB – SN Connection
associated with very peculiar type Ic supernovae
(hypernovae)



Large explosion energy ~ 1052 erg >> 1051 erg
one of the brightest supernovae with ~1 Msun 56Ni
production (c.f. 0.075 Msun for SN 1987A)
strong radio emission powered by ~1049 erg relativistic
electrons
GRB980425/SN1998bw
GRB 030329/SN 2003dh
Hjorth et al. ’03
Mazzali+’02
long GRBs = jet from collapsing stars
Short-hard GRBs (SHBs):
compact binary mergers?
比較的近傍(z~0.2)の楕円銀河で発生
するものが結構ある
No supernova association
Gehrels+ ‘05
GRB050509B
(z=0.225)
Hjorth+ ‘05
GRBでさぐる星形成史
GRBs as Star Formation Tracer
GRB の発生頻度～星形成率


(long) GRB は大質量星の死と関連
大質量星の寿命 << 宇宙論的タイムスケール
Price et al.’06
Hopkins & Beacom ’06
caveat: selection effect?
Different environment from SNe
core-collapse
supernova hosts
Long GRB hosts
Fruchter+ ‘06
Different environment from SNe
Fruchter+ ‘06
supernova
GRBs
(in pixels brighter than GRB/SNe location)
GRBは銀河の中の表面輝度が
高いところで発生
GRBホスト銀河は暗くコンパクトな
ものが多い
Metallicity effect!?
ＧＲＢで探る宇宙の再電離
宇宙の再電離（１）
Cosmic Microwave Background (CMB)：

z~1100 (t~40万年) で宇宙（水素）が中性化、その時の散乱光
2.7 K の黒体輻射、
10-5 の異方性
宇宙の再電離（２）
現在の宇宙の銀河間物質（ＩＧＭ）はほとんど完全電離
The Gunn-Peterson Test



IGM optical depth for Lyα photons = 2.1×104 (1+z)3/2 xHI
xHI <~10-5 for z~0
(xHI ≡ nHI / nH)
Reionization
the Cosmic Dark Age:


from recombination
(z~1100) to reionization
(z~6? 20?)
reionization marks the
beginning of galaxy
formation and end of the
dark age
クエーサーとＣＭＢからの制限
「ＧＰトラフ」



ｚ>6 のクエーサーは完全吸収
再電離の終わりの時期？
xHI > 10-3 という下限値のみ
CMB の偏光観測


zreion = 10.9+2.7-2.3 (Page+ ’06)
z 方向に積分された情報のみ
GRBで再電離を探るメリット(vs. quasars)
Merits:


GRBs detectable at z>>6
より普通の場所を探ることができる
小さな母銀河で起きても検出可能
No proximity effect

単純な冪型スペクトルのため、不定性の少
ない解析が可能
Damping wing から詳細情報
First constraint from GRB 050904


damping wing analysis
first quantitative upper bound on neutral
fraction at z>6
nHI/nH < 0.17 (68%CL) or 0.60 (95%CL) at
z=6.3
Totani+ ‘06
Constraints on Reionization
CMB polarization
nHI/nH
quasars
Fan+ ‘06
ＧＲＢで探るダークエネルギー
Luminosity/distance indicators of GRBs
Liso-Epeak
Ejet-Epeak
Schaefer ‘06
Liso- spectral lag
Liso-variability
Applications
star formation history

By using GRBs without z
Yonetoku+ ‘03
Hubble diagram
Schaefer ‘06
Constraint on Dark Energy?
Pros: Highest-z probe for dark energy
Cons: systematics
現状での問題点:

ハッブルダイアグラムをつくるデータと luminosity indicator を較正するデー
タが同じ！
circular argument / tautology
真のハッブルダイアグラムのためには:

独立なデータによる L-indicator の較正
e.g., another distance measure (Cepheid etc.)
e.g., low-z GRB sample
さらに、克服すべき系統誤差…

evolution?
金属量効果？
…
vs. Supernova Ia (1)
Schaefer ‘06
Astier+ ’06, SNLS 1yr
vs. SN Ia (2)
FastSound:
すばるＦＭＯＳによるバリオン振動探査
銀河分布スペクトルのバリオン振動
バリオンゆらぎは宇宙の晴れ上がりまでは光子
との相互作用で振動する


基本振動波長は晴れ上がり時の地平線
線形理論なので精密予言可能
ΩDM/Ωb~5 なので、ＤＭゆらぎにバリオンの痕跡
が残る  標準定規
実際に受かったバリオン振動
z <~ 0.3 の銀河ではＳＤＳＳサーベイで検
出ずみ
より高い z でのバリオン振動検出が、より
厳しいダークエネルギーへの制限を与え
る
Tegmark et al. ’06
Percival et al. ’07
すばる次期観測装置：
ＦＭＯＳ
Fiber-Multi-Object Spectrograph in
NIR, 400 fibers
A Second Generation Common Use
Instrument for the 8.2m Subaru
Telescope
Collaboration with:
Japan (Kyoto)
UK(Oxford, Durham, RAL)
Australia(AAO)
Installation underway at Subaru
First Light

来年初め？
FMOS の特徴
すばる主焦点  大口径でありながら広視野（直径30’）が可能
４００本という多数のファイバーによる同時分光
可視ではなく近赤外波長域
より遠方の銀河を効率よく分光し、赤方偏移決定することが可能
より遠方の大規模銀河分光サーベイによる、バリオン振動探査
すばる望遠鏡による大規模プロジェクトとして検討中



数百平方度、銀河数５０～１００万、z~1 というユニークな大規模銀河赤方偏
移サーベイ
日本初の大規模分光サーベイ
P(k) の精密測定による宇宙論パラメータ、ダークエネルギー探求
チーム



ＦＭＯＳ装置開発：舞原俊憲、岩室史英 …
ＦＭＯＳプロジェクトサイエンティスト：太田耕司
バリオン振動探査計画の立案検討：戸谷友則 …
製作中のＦＭＯＳ
backup slides
X-ray Emission Lines
GRB991216, Chandra, Fe lines GRB011121, XMM-Newton
Reeves et al. (2002), but see also
Rutledge et al. and Borozdin et al.
thermal νbackground from SNe/GRBs
typical theoretical prediction:


Fν~nν/c~50 cm2s-1(4πsr)-1
Fν~nν/c~0.5 cm2s-1(4πsr)-1
(whole)
(Eν>~ 20 MeV) = ~ a few events / yr in Super-K
Super-K upper limit:

1.2 cm2s-1 for Eν>19.3 MeV (Malek+ ’03)
GRBs?



total energy of ν’s may be ~10 times higher
event rate <~10-4 x supernovae
neutrino spectrum ??
Totani+ ‘96
Malek+ ‘03

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