Recent results from Swift

Size: px

Start display at page:

Download "Recent results from Swift"

しじんつなかわ
5 years ago
Views:

1 Some recent results from Swift Masaki Mori Goro Sato, presentation for Ph.D. thesis defense (January 2006) P. Jakobsson et al., A&A 447, 897 (2006) N. Kawai et al., astro-ph/ ICRR CANGAROO group internal seminar, April 27, 2006

ガンマ線バーストと相対論的ジェットガンマ線バースト (Gamma-ray Burst: GRB) とは? ガンマ線での見かけの明るさが全天を凌駕宇宙論的な距離 ( これまでの平均 z~1.3) 宇宙最大の爆発現象 (10 51-10 54 erg) ガンマ線放射源は?

2 ガンマ線バーストと相対論的ジェットガンマ線バースト (Gamma-ray Burst: GRB) とは? ガンマ線での見かけの明るさが全天を凌駕宇宙論的な距離 ( これまでの平均 z~1.3) 宇宙最大の爆発現象 ( erg) ガンマ線放射源は? 火の玉 ( ファイアボール )R < c Δt ~ 3000 km ローレンツ因子 100 以上の相対論的ジェット爆発の正体は? GRB の光度曲線 Fishman et al 大質量星が重力崩壊しブラックホールを生成ジェットを放出? しかし! そもそもジェットの構造実際のローレンツ因子構成要素時間発展などの物理過程はことごとく未解決本研究の目的 :GRBジェットの時間発展から物理状態に制限をつける Swift 衛星を用いたGRB 解明への第一歩

01-1000 秒 ) 残光 ( 多波長で観測される ) 最初の残光観測 (GRB 970228) X 線残光を発見

3 X 線 (BeppoSAX) GRB 解明のかぎ : 残光 Costa et al 可視光 (HST) 残光母銀河 8 時間後 3.5 日後 GRB 本体 ( 秒 ) 残光 ( 多波長で観測される ) 最初の残光観測 (GRB ) X 線残光を発見時間のべき-1.3(t -1.3 ) で減光さらにHSTなどによる可視光追観測母銀河の発見赤方偏移 (z = 0.695) 赤方偏移分布 ( 年 ) 39 個平均 z~1.3 最遠 z=4.5 z

4 これまでの残光観測残光がもたらす広範な情報しかしながら GRBの高精度な位置情報赤方偏移の決定 GRBジェットの構造 GRBのエネルギー収支 GRB 本体? 過去の X 線観測 0.1 日限定的日 GRB の発生環境 X 線 : 周囲の物質の密度変化の影響を受けづらいジェットの情報を得るのに適しているもし GRB 発生直後からの観測が実現すると? Genre & Boer 2005 より作成秒 - ジェットの時間発展の全体像を調べることが初めて可能に - 残光が明るいうちに観測赤方偏移を決定できる GRB の数が飛躍的な増大

kev 全天の6 分の1をカバー 1-4 分角の角度分解能 2004 年 11 月 20 日打ち上げ UVOT UV 可視光望遠鏡

5 Swift 衛星 GRB の監視だけでなく自動追尾まで行う初めての衛星米 NASA を中心とする国際共同ミッション約 3 年間という短い期間で開発自動的に姿勢制御 BAT (Burst Alert Telescope) ガンマ線イメージャ kev 全天の6 分の1をカバー 1-4 分角の角度分解能 2004 年 11 月 20 日打ち上げ UVOT UV 可視光望遠鏡 ( nm) XRT X 線望遠鏡 ( keV) 約 100 秒での追観測を実現 Delta II, ~600 km, ~21

6 BAT

7 BAT detector G.Sato, Ph.D. thesis

8 Swift ~BAT~ のパワー 288 日間 (2005 年 9 月まで ) で 77GRBs を検出 = 年間 100 個のペース 5 個のショート GRB (1 秒以下 )

9 プロンプト放射の系統的解析 2005 年 9 月までの 77 バーストに対して光度曲線スペクトルを評価典型的なバースト光度曲線 (GRB ) マルチピーク T 90 = 67.7 秒 N(E) E a E peak スペクトル E peak =109 kev スペクトル解析開発したエネルギー応答関数を使用 Band function E β Energy 3 種類のモデル関数で評価 power law χ ν2 =1.10 (58dof) cut-off power law χ ν2 =0.77 (57dof) Band function ( 改善は見られず ) 15 kev 150 kev ベストフィットは cut-off power law で E peak が求まった

10 -2.2 Photon Index の解釈ガンマ線スペクトルの特徴 -1.5 にピーク折れ曲がり (E peak ) 付近を見ているのか? intrinsic に power law で伸びているのか? Flux が大 cut-off power law で良く合うまたシミュレーションから E peak が BAT の energy 範囲 ( kev) 近傍に存在することも E peak が見つかる条件 74GRB 中 (event data が無い3eventを除く ) 53GRB:power law がベストフィット 21GRB:cut-off power law による改善が見られ E peak が決まる power lawのphoton Index -1.5 付近にピーク α~-1, β~-2.2:batse 10 の典型的な値エ-7 erg/cm 2 /s -1 ネルギー総流量バースト継続時間 (T 90 秒 ) 10-8 これまでの GRB スペクトルとコンシステント

11 XRT/UVOT による残光の検出 XRT 64 観測中 62 例から X 線残光を検出 t< 200 ks) そのうち 46 例は 350 秒以内の早期観測 1 HETE2 burst 4 Integral burst XRT が観測を開始した時刻 350 秒以内 UVOT(24 等級まで ) 64 観測中 15 例から可視光残光を検出 detection: 23 % non-detection: 77 % Swift GRBは可視光が比較的暗い母銀河での吸収より暗いGRBを見ている?

12 早期 X 線残光約 100 秒後からの早期残光を初めて捉えた 0.1 日フレア成分を持つ残光 100 秒 1 日 100 秒 1 日 Nousek et al. 2005

13 X 線残光とジェットブレイク急激な減光べき <-3 新しい発見ジェットブレイクフレア t 可視光フラットな成分べき -0.5 やや急な減光べき -1.2 t 秒秒べき < -2 t j ~ 1.2 days 急激な減光 : プロンプト放射のしっぽ ( 本論文で確認 ) X 線フレア : 遅い時刻の内部衝撃波など ( 本論文で確認 ) フラットな成分 : エネルギーの注入が継続しているためか?( 中心エンジンの長期活動 ) Harrison et al まだ結論は出ていない世界中で議論が進行中

14 GRB ジェットの膨張ローレンツ因子 :Γ - 幾何学的膨張実験室系 : t~r/c - 熱的な膨張ジェットの共動系 : t~r/cγ h = R θ j + 1 Γ ジェットは星間物質に突入して時間とともに減速 Γ>> 1 角度一定 Γ 1 急速に膨張 θ j θ j 流体力学的な運動学で決まる様々な波長で同時に観測されるはず Swift による観測 : 可視光が暗いため X 線残光での観測が期待される

15 X 線でも見つからない Swift XRT による観測ブレイクなし Swift 以前のGRBにおけるジェットブレイクの時刻 1-2 日 70 日日よく求まっているもの上限値のみ下限値のみ Swift XRT による観測では多くの場合カバーされているのでやはり何かおかしい (Ghirlanda et al から作成 )

16 ジェットブレイクが見つかるとジェットの開き角を導出ジェットと星間物質のエネルギー保存 GRB の放射エネルギージェットブレイクの時刻星間物質の密度 θ j = t j,d 1+z 3/8 nη γ E iso,52 1/8 プロンプト放射のエネルギー [Panaitescu&Meszaros, ApJ 526, 707 (1999); Sari, Piran&Halpern, ApJ 519, L17 (1999)] 立体角の補正 GRB の真の放射エネルギーを決定大切 E γ = (1 cosθ j )E iso 立体角の補正等方的放射を仮定観測量

17 Ioka, Talk at Kyoto symposium (2003 Dec) ビーミングとジェットブレイク

18 スペクトルとの関係 Ghirlanda et al プロンプト放射Epeak [kev] のピークエネルギープロンプト放射のエネルギー Amati の関係 src E peak 0.5 E iso νf ν E peak E iso エネルギー

19 プロンプト放射Epeak [kev] のピークエネルギープロンプト放射のエネルギースペクトルとの関係コリメーション補正でさらに高相関! Ghirlanda et al src E peak Ghirlanda の関係 E γ Amati の関係 src E peak 0.5 E iso E γ = (1 cosθ j )E iso Swift 時代多くの X 線残光を検出できるようになった全ての GRB のエネルギーに迫るところが我々のサンプルでは見つからないなぜか?

20 解析サンプル赤方偏移の決定プロンプト放射の評価 (Ep, Eiso) X 線光度曲線の高いサンプリング 2005 年 7 月までで赤方偏移が判明している GRB10 個の中から選別 GRB a XRF a GRB νfν Epeak = 78.2 kev Epeak = 17.3 kev Epeak = kev BAT BAT Konus Energy [kev] z = Energy [kev] 15 z = Energy [kev] 2000 z = 2.9

21 Amati の関係との整合性 GRB GRB a XRF a 我々の 3 つの GRB はいずれも Amati の関係を満たす

22 スペクトルのべき時間のべき Fν = F0 t α ν β pre- X-ray break GRB a X 線光度曲線 2-10 kev α = β = 弱いフレア X 線ブレイク t b = s Ghirlanda の関係から予測される時間帯 post- X-ray break α = β = 時間のべき α < -2 とならない予測された時間帯にブレイクは見つからず

23 スペクトルのべき時間のべき Fν = F0 t α ν β pre- X-ray break α = β = XRF a X 線光度曲線 2-10 kev Ghirlanda の関係から予測される時間帯 post- X-ray break X-ray break t b = 1670 s α = β = 日まで緩やかな減光が続く予測された時間帯にブレイクは見つからず

24 スペクトルのべき時間のべき Fν = F0 t α ν β pre- X-ray break α = β = GRB X 線光度曲線 2-10 kev Ghirlanda の関係から予測される時間帯 X-ray break t b = 5390 s α = β = 予測された時間帯は直線で結ぶことができる 3 つのバースト全てにおいて Ghirlanda の関係から予測される時間帯にブレイクは見つからない

25 ジェットブレイクの存在し得る時間帯 1. より早い時間帯 : X 線観測によりカバーされている X 線ブレイク = ジェットブレイク? α β 関係からは考えづらい ISM, slow cooling α - β relation before jet break しかしジェットブレイクだと仮定すると Eγ を計算できる ( 結果は次の viewgraph) after jet break 2. より遅い時間帯 : 最後の残光検出時間 = ジェットブレイク時刻の下限値ジェットの開き角の下限値 Eγ の下限値

26 Ghirlanada 関係のアウトライヤーを発見 1. Earlier case 2. Later case Swift の 3 つの GRB は Ghirlanda 関係のアウトライヤーになる

27 src E peak E iso 0.5 Amati の関係の考察 ε e U 衝撃波で生じる内部エネルギー ε B Lloyd et al Zhang & Meszaros 2002 etc. ( 簡単のため一回の衝突を考える ) 電子加速された電子の最小ローレンツ因子電子のエネルギーは全て放射に変換 γ e,m = m p m e ε e Γ sh ε e U = 2πθ j 2 E iso 磁場 Lorentz boosted magnetic field ε B U = π Rθ j ( ) 2 ( ) 2 Δ ΓB int シェルの体積 8π シンクロトロン放射のピークエネルギー src E peak = heb int m e c γ 2 e,mγ 23 ε e ε 12 B R 1 Δ 12 Γ 2 12 sh E iso 我々の結果 : Swift の新しい 3 つのサンプルで Amati の関係を満たす内部衝撃波からのシンクロトロン放射とコンシステント

28 Ghirlanda の関係の考察 src E 一方 Ghirlandaの関係がなぜ存在するか peak E γ は良く分かっていない t θ j = j,d 3/8 nη γ 1/8 Eγは Eisoから計算されることに注目 1+z E iso,52 E γ = ( 1 cosθ j )E iso t = j,d 1+z 34 ( nη ) 14 3/4 γ E iso erg 仮に Amati の関係が成立しているとすると src E peak 12 E iso t j,d 1+z 1 2 ( nη ) γ E γ 定数傾きは自然と成り立つ! Amati の関係を書き直すと Ghirlanda の関係が出てくるなのに観測的には相関が強まるジェットブレイク!! 我々の結果 : Amatiの関係は満たすにも関わらず Ghirlandaの相関から外れるジェットブレイクの調べ方の違い Ghirlandaのサンプル : 可視光残光我々のサンプル : X 線残光の影響は?

29 セレクションエフェクトはあるか? ガンマ線プロンプト放射我々のサンプル Amati の関係を満たし Ghirlanda のサンプルとの違いは見られない ( 高中低 E peak と良いサンプリング ) 可視光残光の明るさ Ghirlanda のサンプル GRB 発生から 1 日後の等級ジェットブレイクが良く決まっているもの 15 個 a( 外挿 ) ( 外挿 ) z=1 にノーマライズ a( 外挿 ) Ghirlanda のサンプルの範囲に含まれる明るい暗い明るい暗い

30 GRB ジェットへの制約ガンマ線プロンプト放射と可視光残光の明るさからは明確なサンプルの違いは無さそうだが Case 1. サンプルの違いは無い我々の結果と Ghirlanda et al の結果が両立すべしジェットブレイクは Ghirlanda のサンプルと同じ時期に起きているが 1. X 線では隠されている ( 外部衝撃波 : 周辺の濃い領域コクーン ) 2. X 線と時間差がある X 線ブレイク = ジェットブレイク α> -2 を作る異なるジェットの形状 (e.g. 円盤状の爆発 ) 見つかる Case 2. サンプルの違いがある BATSE:5 RXTE:2 BeppoSAX:6 HETE:6 vs. Swift 真に Ghirlanda の関係は今まで考えられていたよりも広い見つからない Ghirlanda の関係からジェットブレイクの時刻を予測し可視光で十分に観測をすることで区別できる

31 Ghirlanda の関係は宇宙論的研究に使えるか? SNIa z~1 程度まで GRB Ghirlanda et al. 2004b 15サンプルによる試行標準光源 Lumonosity distance [cm] 補正後 Swift GRB で z=6 を越えるものが見つかり始めているが宇宙論への応用を始める前にジェットブレイクの問題を解決する必要がある

32 A mean redshift of 2.8 for Swift gamma-ray bursts P. Jakobsson et al., A&A 447, 897 (2006)

A mean redshift of 2.8 for Swift gamma-ray bursts P. Jakobsson et al., A&A 447, 897 (2006) The mean redshift of our relatively unbiased Swift sample (z mean = 2.

33 A mean redshift of 2.8 for Swift gamma-ray bursts P. Jakobsson et al., A&A 447, 897 (2006) The mean redshift of our relatively unbiased Swift sample (z mean = 2.8) is larger than the mean redshift of sub-mm galaxies (z mean = 2.4: Chapman et al. 2003) and is similar to that of Type 2 AGNs (z mean 3: Padovani et al. 2004).

Gehrels, EBHU 2005 GRB050904 Distance = 12.

3) GRB 050904 X-ray Afterglow Typical GRB flares BAT

34 Gehrels, EBHU 2005 GRB Distance = 12.8 billion light years (z= 6.3) GRB X-ray Afterglow Typical GRB flares BAT XRT- WT XRT- PC GRB undilated by z+1 Cusumano et al Flux x100 of high-z luminous X-ray AGN

35 GRB050904: z=6.295±0.002 X-ray afterglow error circle Subaru IR Spectroscopy S-Cam N.Kawai et al., astro-ph/

36 GRB skymap by Swift 173 bursts from Aug.25, 2004 to Apr.18,

スライド 1

スライド 1 グループ発表天体核研究室低光度ガンマ線バーストの起源 D2 当真賢二宇宙ひもを重力レンズで探る D3 須山輝明 2006 年度物理学第二教室教室発表会 @ 第四講義室天体核研究室の大雑把な研究グループ天体物理学中村犬塚井岡山田 PD: 町田石津三浦 D3: 道越宇宙論中村田中早田 D3: 須山 D2: 横山 D1: 泉 M2: 棚橋村田 D2: 井上 ( 剛 ) 当真 D1: