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- ほだか くまじ
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1 上原岳士 植村誠 川端弘治 大杉節 山中雅之 笹田真人 先本清志 伊藤亮介 小松智之 奥嶋貴子 原尾達也 吉田道利 ( 広島大 ), 山崎了 ( 青山学院 ) 当真賢二 (Penn State Univ.) GCOE 研究会 ガンマ線バーストによるダークな宇宙の観測に向けたワークショップ 2010 年 8 月 日京都大学理学部 5 号館第四講義室 T.Uehara 1
2 X 線残光の光度曲線の特徴 GRB X-ray 2 GRB Vaughan +05 Malesani べき -3.0 乗で急激に減光する (~300 秒 :GRB tail) 2べき -0.5 乗で緩やかに減光する (~10 4 秒 :plateau) 3べき -1.3 乗で減光する (~10 5 秒 : normal decay) 4 約半数の残光に短時間だけ明るくなるX 線フレア 5べき -2.0 乗に折れ曲がる (Jet break) T.Uehara 2
3 Plateau: X 線と可視残光の光度曲線 Achromatic 2 GRB Chromatic Break time ~10ks no break Krühler et al Panaitescu +06 Energy injection (Nousek et al 06, Zhang et al 06, AP et al 06) Two component (e.g. Eichler & Granot 06) 時間軸をずらす (Yamazaki 09) T.Uehara 3
4 Plateau: X 線と可視残光の光度曲線 - かなたの成果 - GRB GRB カラーの時間変化 Uehara +10 in prep. バンプあり 可視にバンプがあるが X 線の光度曲線にはない これまでの 標準的な外部衝撃波モデルでは説明不可能である しかし 二成分ならば説明できるかもしれない 青くなっている 時間が経過共に 色が青くなりつつあるGRBを初めて観測した GRBの標準モデルでは説明が不可能 T.Uehara 4
5 Flux density X-ray I, イントロ flare: X 線と可視の光度曲線 X 線光度曲線を用いた制限 (Ioka +05) 光度曲線 GRB t X-ray Chincarini +07 t log 時間 可視では フレアはない 外部衝撃波では説明が難しい 内部衝撃波由来だとすると 生まれたての BH の活動に迫ることができるかもしれない
6 X-ray flare: Prompt 放射と比較 Width(T) Luminosity(T) Ep(t) Ep(t)-Liso(t) Ep-Liso Width(E) Lag-Lum X-ray flares w 0.2t peak 2.7 L peak t peak E peak Exp( t) 1.0 E peak L iso? w E L t lag Prompt const const similar y E peak L iso 0.5 E peak L iso w E L t lag prompt では説明できない現象もある inconsistent inconsistent consistent consistent consistent consistent Margutti +10, Chincarini +10
7 X-ray flare: X 線と可視の光度曲線 - かなたの成果 - GRB071112C GRB X 線フレア時に赤外線ー可視帯域ではフレアがみられない Uehara +10 T.Uehara 7
8 Flux density X-ray flare: X 線と可視の SED の時間変化 - かなたの成果 - GRB071112C X 線フレア時に赤外線ー可視帯域ではフレアがみられず スペクトルの変化もない flare flare normal rise decay normal normal 標準的な外部衝撃波に遅れて発生した外聞衝撃波を追加することでこのような振る舞いも説明が可能なことを示した GRB 標準残光成分 1 3 X 線フレア成分 4 normal flare rise flare peak flare decay normal 可視域 2 T.Uehara 8 周波数 X 線域
9 可視偏光 : 先行研究 Gorosabel +04 Gendre +10 P < 8% in 203 s Covino +08 no reverse shock? GRB RS emission GRB P=10+/- 1 % in s large-scale magnetic fields in fireball (s)
10 PA (deg) % Polarization R magnitude 可視偏光 : かなたの成果 X-ray Opt t -1.1 t -0.7 GRB091208B (a) 暗いため S/N 比は不十分であったが 前半 150 秒 後半 240 秒の平均偏光は p~10% θ~50 でほぼ一定であった R (Kanata/HOWPol) R (Others) t -2.3 t -2 (b) Aaverage (c) この一定性がリアルならば 残光を放出しているジェットの磁場構造はコヒーレントパッチモデルを支持する この場合 観測者が見える領域内のパッチの数は 50 個程度と推定される これはパッチ状の磁場増幅モデルに対する強い制限となる 全体に一様な磁場が存在する可能性もある Time from trigger (sec) Average T.Uehara 10
11 可視の Prompt 放射 : 先行研究 GRB B Light curves (gamma & optical) Huge optical brightness big challenge for the different models g-ray spectrum optical T.Uehara (Racusin et al. 2008) Scenario 1 (single zone) : Synchrotron-Self Compton radiation from a single electron population Scenario 2 (single zone) : Synchrotron radiation from two electron populations
12 まとめ Plateau 期は 可視と X 線異なる振る舞いをするものがある X 線フレアは すべてが内部 外部衝撃波由来のどちらかであるとは言えない 可視偏光は早期の断続的な観測がまだまだ足らない Prompt 放射の可視の観測ができガンマ線の光度曲線と似ていた 早期の可視 X 線の詳細な分光 偏光 Prompt 放射の可視観測が期待される これまで通りの測光観測も 上の結果と比較するために行うべき T.Uehara 12
13 広島大学 かなた の GRB 観測戦略 これまで 2006 年の観測から 5 個の GRB の観測に成功 可視偏光観測に焦点を当てていく ( 最終目標はプロンプト放射の観測 ) 広視野の偏光素子が稼働開始 ( 月 ~) 遠隔観測も視野に入れ 観測日数を上げる予定 三色同時赤外線可視検出器を開発中 Fermi と Suzaku 衛星をチームメンバーとして可視からガンマ線の解析体制も維持する T.Uehara 13
14 T.Uehara 14
15 予備トラぺ T.Uehara 15
16 T.Uehara 16
17 R. Margutti G. Chincarini, G. Bernardini, J. Mao, C. Guidorzi Early-time flare catalog t< 10 3 s 113 flares 4 different energy bands Asymmetric profile A Evolution with time Evolution with energy band Astro-ph: Late-time flare catalog t> 10 3 s 36 flares Asymmetric profile Evolution with time (up to t 10 6 s) Poster: # Bright flare analysis 9 flares X-ray + gamma-ray Very good statistics Spectral evolution Evolution with energy band Margutti et al., MNRAS accepted, Astro-ph: AIM: As-complete-as-possible observational picture of the X-ray flare phenomenology Kyoto 2010
18 OBSERVATIONALLY: What distinguishes a flare from a prompt pulse? Do flares follow the entire set of temporal and spectral relations found from the analysis of prompt emission pulses? Width(T) Luminosity(T) Ep(t) Ep(t)-Liso(t) Ep-Liso Width(E) Lag-Lum Kyoto 2010
19 GRB060904B Trise Tdecay Width Tpeak Amplitude Evolution with ENERGY BAND Evolution with Tpeak If with redshift: Peak Luminosity Energy In the same flare Among different flares Kyoto 2010
20 Log(width) Width=trise+tdecay Width=trise + tdecay t rise 0.06t peak t decay 0.14t peak t rise t decay t decay 2t rise TIME 青 :long ピンク :short GRB Log(tpeak) Kyoto 2010
21 2.7 L peak t peak Flares get fainter and fainter Early time sample TIME Kyoto 2010
22 Peak Energy E peak Exp t 29s B Flare: Prompt: BATSE pulse Time (Peng 2009) TIME Within single flare and pulses Kyoto 2010
23 Ghirlanda 2010 Ep,i (kev) Ep,i (kev) Ep,i (kev) E peak L iso E peak L iso Flare B Flare Liso (erg/s) Liso (erg/s) Prompt 0.5 E peak L iso Liso (erg/s) Kyoto 2010
24 Prompt data from Nava 2009 Flares Flares Kyoto 2010
25 FLARES w E t rise (E) t decay (E) High energy profiles peak before Flare peak Lag PROMPT w prompt E 0.4 Kyoto 2010
26 L (0.3 10keV ) t lag Norris 2000 relation PROMPT CCF lag, time integ vs kev kev Lpeak (Ukwatta 2010) Peak lag, flares 0.3-1vs 3-10 kev kev Lpeak (Margutti 2010) FLARES Kyoto 2010
27 High energy flare profiles rise faster, decay faster and peak before the low energy emission. FLARES EVOLVE WITH TIME As time proceeds flares become wider, with larger peak lag, lower luminosities and softer emission. Kyoto 2010
28 T.Uehara 28
29 T.Uehara 29
30 T.Uehara 30
31 まとめ GRB 残光の偏光の理論は発展してきた 一方 観測は困難であることがわかり 数少ない good sampling なイベントは特殊な光度曲線を持つ GRB のものであり 明確な結論は言いにくい (t>0.2day の観測のみ ) これまでの観測からは GRB では最も単純なジェットモデルでは説明不可 としか言えない程度 スムーズな光度曲線を持つイベントの ごく初期の偏光観測が切望される T.Uehara 31
32 Optical Prompt emission T.Uehara 32
33 Different scenarios already proposed Scenario 1 (single zone) : Synchrotron-Self Compton radiation from a single electron population Optical : synchrotron Gamma : first IC scattering on the synchrotron photons (Racusin et al. 2008) (Kumar & Panaitescu 2008) (Kumar & Narayan 2009) No self-abs Self-abs Scenario 2 (single zone) : Synchrotron radiation from two electron populations Optical : synchrotron mildly relativistic electron pop. Gamma : synchrotron highly relativistic electron pop. No self-abs Self-abs These two scenarios face big problems : energy crisis,. (Zou, Piran & Sari 2008) 23/4/10
34 T.Uehara 34
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Sgr A* の赤外線観測 西山正吾 ( 京都大学 ) NIR obserbvations of the Galactic center 2/46 NIR obserbvations of the Galactic center 3/46 NIR obserbvations of the Galactic center 4/46 Dereddened flux density [mjy] 40 20
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Fermi ( ) Outline Introduction Blazar Spectral Energy Distribution (SED) Predictions for the Fermi mission (Prospects for CTA) Summary The Blazar Sequence and the Cosmic Gamma-ray Background Radiation
X 20, 1 1 HETE-2 Swift CCD GRB CCD CCD CCD
CCD 04RP019 20 3 7 X 20, 1 1 HETE-2 Swift CCD GRB CCD CCD CCD 1 6 1.1................... 6 1.2................... 8 1.3....................... 10 1.4............. 10 1.5................. 13 2 15 2.1..........................
1 SOI KEK _SSS14_XraySOI_v4.key
1 SOI tsuru@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp KEK 20140110_SSS14_XraySOI_v4.key l. Ｘ線CCD - スタンダード検出器 [Vol. 59, Suzaku すざく XIS 2 広視野(~20-30mm )かつ精密撮像 (~30μm ) ファノ極限の精密分光 (ノイズ ~3e- rms) 読み出しが遅い(~sec) パルサーやBHの高速現象が観測できない
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KamLAND 2019/01/07-08 KamLAND KamLAND 1. 10 2 ~10 3 sec 10 32 ~10 33 erg (http://www.isas.jaxa.jp/home/solar/yohkoh/) X,γ ( ) νe,νe,νµ,νµ. 2. p π ν/x /γ N π 0, π ± 2.22 MeV from 1 H(n,γ) 2 H p,n Solar
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THE STAR FORMATION NEWSLETTER No.291-14 March 2017 2017/04/28 16-20 16. X-Shooter spectroscopy of young stellar objects in Lupus. Atmospheric parameters, membership and activity diagnostics 17. The evolution
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169 8555 3 4 1 e-mail: kataoka.jun@waseda.jp 606 8502 e-mail: totani@kuastro.kyoto-u.ac.jp 305 0801 1 1 e-mail: kunihito.ioka@kek.jp 50 5 X 1 10 10 2008 3 2,000 542 2012 9 5 2. 1 3 E 1 GeV E 10 GeV 1 2,
銀河団衝突にともなう 高温ガスの運動がひきおこす特徴的な磁場構造 (Takizawa 2008 ApJ, 687, 951)
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測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史 目次 導入 研究の目的 観測 結果 電離状態変動シナリオの考察 展望 まとめ アウトフローガスの重要性 クェーサーの降着円盤より放出される アウトフローは 1) 降着円盤より角運動量を排除し 新たなガスの降着を促進する. そのため クェーサーの成長に不可欠な要素である (Murray
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Λ (Λ ) Λ (Ge) Hyperball γ ΛN J-PARC Λ dead time J-PARC flash ADC 1 dead time ( ) 1 µsec 3
19 Λ (Λ ) Λ (Ge) Hyperball γ ΛN J-PARC Λ dead time J-PARC flash ADC 1 dead time ( ) 1 µsec 3 1 1 1.1 γ ΛN................. 1 1.2 KEK J-PARC................................ 2 1.2.1 J-PARC....................................
プラズマ核融合学会誌１１月【８１‐１１】／小特集５
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2 2-2 * -* *EM EM -1- (2.1) Dally x κ ( F cos θ ) + ( F sin θ ) = ( F F s ) 2.1 y d 2-7 F F Stable wave energy flux d F (2.2) F s = E s gs = 1 8 ρgh 2 s gh = 1 8 ρg(γ h) 2 gh 2.2 η (2.3) ds xx = ρgd d
24 10 10 1 2 1.1............................ 2 2 3 3 8 3.1............................ 8 3.2............................ 8 3.3.............................. 11 3.4........................ 12 3.5.........................
Fig. 1. Relation between fatigue crack propagation rate and stress intensity factor range. Fig. 2. Effect of stress ratio on fatigue crack opening rat
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天体物理特論
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揃 24 1681 0 20 40 60 80 100 0 21 42 63 84 Lag [hour] Lag [day] 35
![揃 24 1681 0 20 40 60 80 100 0 21 42 63 84 Lag [hour] Lag [day] 35](/thumbs/40/20539367.jpg "揃 24 1681 0 20 40 60 80 100 0 21 42 63 84 Lag [hour] Lag [day] 35")
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2004.3.28 物理学会シンポジウム 磁気プラズマセイル の可能性と 深宇宙探査への挑戦 宇宙航空研究開発機構 船木一幸 Spacecraft Propulsion Using Solar Energy Spacecraft with Magnetic Field Light from the Sun Solar Wind Thrust Mirror Solar Sail Thrust production
系外惑星大気
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