外部電場中に注入される電子・陽電子対プラズマにお

FermiによるGRB観測を受けて
CTAに期待すること
浅野勝晃
(東工大)
Fermi GRBs
1年間のデータ
1年で252 GRBs （GBM）、内138個がLAT視野
内
8keV-260keV
GRB 080916C
260keV-5MeV
Long GRB
Delay
>100MeV
z=4.35
Eiso=8.8x1054erg
Delay
>1GeV
13GeV
3GeV
Abdo et al. Science 323, 1688
ローレンツ因子
  900
GRB 080916C
GeVとMeVが相関していることが前提
Integralによる光度曲線
Greiner et al. A&A 498, 89
Short GRB 090510
8keV-260keV
260keV-5MeV
Short GRB
Precursor
Delay
z=0.903
Eiso=1053erg
>100MeV
>1GeV
31GeV, 3.4GeV
GRB 090510; Spectra
Band+ Extra PL
GRB 090510; Minimum Γ
  1200
Asano, Guiriec & Meszaros 2009
Cascade due to photopion production
-absorption
R=1014 cm
=1500
3
U B / U   10
L p / L  200
Band component
3.4GeV
Synchrotron and Inverse Compton due to secondary electron-positron pairs
GRB 090902B
Eiso=4x1054 erg
@ z=1.822
Abdo et al. ApJ 706, L138
GRB 090902B
Photosperic?
4.6-9.6s
Hadronic Model
α=-0.07, β=-3.9
SSC Model
Toma, Wu & Meszaros 2009 for GRB 080916C
Gamma-Ray Afterglow
2009
GRB 090510
2009b
単純なシンクロトロンモデルでFit
可
p=2.4
εB<<1
Jet Break? νm>νopt?
Kumar & Duran 2009
MAGICの試み
GRB080430@8ks
シンクロトロン残光の最大エネル
ギー
tcool
6me c
me c

 tacc  
2
T B 
eB
 2max 
6e
T B
eB 2
3he

 max  
 max  
 158 MeV
mec
T mec

2
100GeVをシンクロトロンで出すにはΓ=1000を保つ必要がある。
Late Afterglowでは絶望的。
1/ 8


3
E
ICに期待
1/ 8 1/ 8 3 / 8



260
E
t obs,s
52 n1
 512nm c5 t 3 
p
obs 

Promptと残光の重なり
ISM
Escaped photon
High-energy Photon
Source
Internal Shock
Onset of Afterglow
高エネルギー光子（＞GeV）の変動を評価する必要がある。
090510
EBLに対する制限
E2 n(E) [eV/cm3]
103
Kneiske
z=5
z=4
z=3
z=2
z=1
z=0.5
z=0.1
102
101
100
10-1
10-2
10-3
ミリ波
10-4 -4
10
サブミリ波遠赤中間赤
10-3
10-2
10-1
近赤
100
可視
UV
101
E [eV]
Measuring the Speed of Light
GRBs: Bright Distant Objects
with Emissions of Wide Energy
Ranges
-> Ideal to measure the
difference of “c”!
Loop quantum gravity?
NYTimes
’09 Oct. 28
“c” is the same with 18 digits!
29979245800.0000000?? cm/s
depends on E?
At least MQG,1>Mpl !
Summary of LAT Bursts
# of events # of events
> 100 MeV
> 1 GeV
delayed
HE onset
Long-lived
Extra
HE
Componen
emission
t
Highest
Energy
GRB
duration
080825C
long
~10
0
?
✔
x
~600 MeV
080916C
long
>100
>10
✔
✔
?
~ 13.2 GeV
081024B
short
~10
2
✔
✔
?
3 GeV
081215A
long
—
—
—
—
--
—
090217
long
~10
0
x
x
x
~1 GeV
090323
long
~20
>0
?
✔
?
?
3.57
090328
long
~20
>0
?
✔
?
?
0.736
090510
short
>150
>20
✔
✔
✔
~31 GeV
0.903
090626
long
~20
>0
?
✔
?
?
090902B
long
>200
>30
✔
✔
✔
~ 33 GeV
1.822
090926
long
>150
>50
✔
✔
✔
~20 GeV
2.1062
Fermi Symposium
Redshift
4.35
Conclusions
• Γ>1000は確からしい。念のためGeVの変動時間ス
ケールを評価する必要あり。
• GeV放射の遅れ->大有効面積で確かめる必要あり。
• GeV残光。GeVパルスをきっちり求める。
• Extra Component -> Afterglow? Hadronic?光度曲
線から判定、残光でなければChallenging
• EBLに制限。
• 光速度のエネルギー依存性に制限。
CTA
単純に有効面積が千倍なら、
1パルスの中に1000個のphotons @ 30 GeV
内100個が >300GeV, 10個が>3TeV
GeV残光は千秒程度続いている。
見に行きさえすれば受かるであろう。
Promptも観測できれば、MeV-GeVの相関を議論できる。
-> GeVの起源、ローレンツ因子、量子重力
1年に何個見に行けるか？
めげずに何度でも見に行く必要アリ

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