Swift+HETE 時代の
ガンマ線バースト研究

2005: Exciting Year 2004/12/27 Giant Flare of SGR

河合 誠之 (東工大理)

1806-20
 Long GRB ~超新星/Collapsar

 Geotail, NMA (野辺山ミリ波干渉計)

 Short GRB: 050509B, 050709,

 標準光源：宇宙論パラメータ050724

 最初の3時間

 Swift, HETE-2, Subaru, HST, etc.

 短いGRB (magnetar flare or NS merger?) Most distant GRB 050904 at

 高赤方偏移GRB

z=6.3
 Swift, Subaru

12

HETEHETE-2

GRBAlert
NetworkSwift

Gamma-Ray Burst
S bandData andCommands

Primary Ground Stations(Singapore, Kwajalein, andCayenne)

VHF
Localization Alerts

 史上最強のγ線バーストミッション

Secondaryground stations

 2004年11月打上〜(+3 years)

 〜100 GRB observations/year バースト検出＋Ｘ線・光学追跡InternetInternet

 ほとんどのGRBにX線残光  追跡観測

Observatories

 弱点：狭いバンド幅 (15-150 keV): Epeak決定が難しい
Control Center
(MIT)

GCN
(Gamma-Ray Burst
Coordinate Network)3

Cf. HETE-2 : 2-400 keV

4

short

ShortShort-hard
GRBs

Short Hard GRB--- Merger???

longhard
BATSE
SampleNo optical counterpart
Origin Neutron star merger?
 Magnetar flare?
 Supernova?
soft50.01

11000 61

GEOTAIL/LEP
Giant flare of SGR180627, 2004
SGR1806-20 on Dec

SGR0520-66 giant flare on 5 Mar 1979

Elongatedpulsating tails

Mazets et al. 1979

8.1s oscillation

 Oscillatory tail: Etail~1044 erg

Geotail LEP
sec after onset

Gamma ray counts

SGR1900+14 giant flare on 27 Aug 1998
Hurley et al. 1999

5.16s oscillation

sec

VeryINTEGRAL
intenseinitial spikes

SGR1806-20 giant flare on 27 Dec 2004

Similar for three giant flares

SGR1806-20
(not collimated unlike GRBs)
GRBs)
Lightcurvein thelinear scale Total energy: 3 x 1046 erg
cf. Emag=1.7x10Emag=1.7x1047 B152R63 erg

 Peak luminosity: 3 x 1047 erg/sMereghetti et al. 2005

precursor

 Emission almost isotropic

Instant release of magnetic twist inthe crust (???)

 Blackbody, kT=175
kT=175 keV

7.56s oscillation

70200

400 sec

8msec after the onset

Association with an elliptical galaxy at z=0.225:
possible, but not definite

GRB 050509B detected by Swift
Gehrels et al. 2005

X-ray afterglow error circle

z=0.225
Ellipical galaxy
SFR < 0.1 Msun/yrFirst detection of X-ray
afterglow from short GRB
9Gehrels et al. 2005

Bloom et al. 2005 10

S-Cam (Kosugi, Takada, Furusawa, Kawai)z = 0.2249 +/- 0.0008

GRB 050709: 位置決定、Ｘ線残光と可視光残光

GRB050709 localized by HETEHETE-2

Fox et al. 2005

z = 0.16
X-ray afterglow candidate
http://www.astro.ku.dk/~brian_j/grb/grb050709.94/

CISCO (Kosugi, Aoki, Kawai, …)

http://space.mit.edu/HETE/Bursts/GRB050709/
11Chandra

HST

z=0.160
Dwarf irregular galaxy
SFR = 0.2 Msun/yr122

z=0.257
Ellipical galaxy
SFR < 0.02 Msun/yr

GRB 050724 afterglow

GRB050724 localized by Swift

Berger et al. 2005

Barthelmy et al. 2005

Fast decay:Decay index < -1.9

Barthelmy et al. 200513

距離が既知のγ距離が既知のγ線バーストの赤方偏移と放射エネルギーの分布（矢印：短いバースト）
Isotropic
radiatedgammagamma-ray
energy14

ガンマ線バーストの起源
モデルとの比較

Fox et al. 2005

X-ray afterglow
luminosity at
10 hours after
the burst

仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）
数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒秒

若い星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域付近

<1秒
秒

コラプサー

高密度星の合体

年齢

古い 中性子星または中性子星または古い星
星形成と星形成と無関係：
無関係：
ブラックホールのブラックホールの（数千万年～銀河の数千万年～銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に数十億年以上））
どこでも数十億年以上
よる衝突
よる衝突

<1秒
秒

15

16

ガンマ線バーストの起源

ガンマ線バーストの起源

モデルとの比較 長いバーストモデルとの比較 短いバースト

仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い 星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒
秒

コラプサー

若い 星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域
付近

コラプサー

高密度星の合体

年齢

古い 中性子星または中性子星または古い 星
星形成と星形成と無関係：
無関係：ブラックホールのブラックホールの（数千万年～数千万年～銀河の銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に 数十億年以上）
どこでも数十億年以上）
よる衝突
よる衝突

仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）
数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒
秒

<1秒
秒

若い星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域
付近

<1秒
秒

<1秒
秒

高密度星の合体17

年齢

古い 中性子星または中性子星または古い星
星形成と星形成と無関係：
無関係：
ブラックホールのブラックホールの（数千万年～数千万年～銀河の銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に 数十億年以上）
どこでも数十億年以上）
よる衝突
よる衝突

<1秒
秒

18

3Localized short GRB in 2005
GRB
050509B
050709 (HETE)
050724050813050815050906050925051105A
051103 (IPN)
051114051210051221A

T90 (s) log Flu.

X AG

0.04
0.07
3
0.6
2.8
0.13
0.07
0.28
0.17
2.2
1.4
1.4

Yes
Yes
Yes
n/a
Yes
<8e-14<3e-14?
n/a<2e-14Yes
n/a-7.9
-6.4
-5.9
-7.4
-7.0
-8.1
-7.1
-7.7-4.6-6.9
-7.1
-5.9

Opt

Redshift

Host

Yes
Yes

0.225 (?)
0.16
0.257
1.8/0.72?

elliptical?
SF irr.
elliptical

130Mpc ?

IC328?

4Mpc (?)

M81?

0.547

SFG

Correlation of short GRBs withTanvir et al. 2005
nearby galaxies
SGRB vs. early type galaxies
SGRB vs. all galaxies
SGRB vs. all galaxies

Yes

1920

Summary of short GRB study Association with early-type galaxies and

高赤方偏移のGRBは見える

star-forming galaxies
 Energy scale smaller than long GRBs
 Distant scale smaller (but …)
 Upper limits for supernovae Likely a mixed bag

NS-NS/BH merger(gravitational wave)
Magnetar flare(oscillating tail) Collapsar(supernova) Accretion-induced collapse(?)
見えた

21

Detectability of High-z GRB

15 GRBs with well-determined
redshifts
Lamb and Reichart 200122

HighHigh-z quasars
are difficult tofind:
19 SDSSquasars withz>5.7

early afterglow of GRB 000131,
as observed one day after the burst
23

Fan et al. 2005

24

4

Swift GRBs:
GRBs: fainter and more distant© Nial Tanvir

25

Berger et al. 2005

Jacobsson et al. 2005

26

GRB000131 previous record:
z=4.50Andersen et al. 2001

Subaru spectroscopy of theafterglow of GRB050904

Table 1. Spectral data from BATSE
Peak Flux: 7.89 ± 0.08 ph cm−2 s−1 (46–313 keV; 1.024 s)
Fluence: (3.51 ± 0.08) 10−5 erg cm−2 (26–1800 keV; 137 s)
Duration: T90 = 96.3 s (error 1 s)
T50 = 30.7 s (error 1 s)
Time-averaged Epeak = 163 ± 13 keV
spectral Low-energy index = −1.2 ± 0.1
parameters: High-energy index = −2.4 ± 0.1

27

Swift detection

GRB 050904

GRB 050904 GRB 050904
was a long burst (duration T90= 225 s) detected by the Swiftgamma-ray burst satellite on 4September 2005, 01:51:44 UT6,

a long burst (T90 = 225 s) detected by Swift on 4 September

2005, 01:51:44 UT6.

[Cummings et al., GCN 3910]

High Redshift?
28

Andersen et al. 2001

Cusumano et al.
astro-ph/0509737

No detection in the optical band
relatively bright afterglow in the near infrared

Palomar

60”60” (t0 + 3.5 hours):
R>20.8 mag,mag, I>19.7 mag
SOAR (t0 + 3 hours） J≈17.5 mag 5.3<z<9.0
ESO VLT (J,H,K,I)
 5.98<z<6.47
cf. previous record： z=4.50[Fox and Cenko, GCN3912][Haislip et al GCN 3913.][Haislip et al. GCN 3914][Antonelli et al. GCN 3924][Andersen et al., (2000)]

2930

5

Swift XRT lightcurve

SOAR etc.:

Watson, D. et al.
astro-ph/0509640

Haislip et al.astro-ph/0509660

z = 6.30 ± 0.07

Watson, D. et al.
astro-ph/0509640

β =1.25±0.2531t=150-978

Prompt optical flash
with Tarot

32
VLT:Tagliaferi et al. :astro-ph/0509766

Collaborators

Boer et al. 2005

33

George Kosugi, Kentaro Aoki,
Toru Yamada, Takashi Hattori, (NAOJ),
T. Totani, K. Ohta （Kyoto Univ.）, M. Iye, Y.
Mizumoto, J. Watanabe, W. Aoki, H.
Furusawa, H. Terada, T. Takada, T.
Ogasawara, Y. Shirasaki, K. Sekiguchi, J.
Noumaru (NAOJ), R. Sato, Y. Yatsu (TokyoTech), T. Tamagawa, M. Suzuki (RIKEN),
A. Yoshida (AGU), N. Kobayashi, K.
Nomoto （Univ. Tokyo）, K.Kawabata(Hiroshima Univ.), K. Hurley (UCB)

34

Spectrum at t=3.4 d

Subaru Images

Lyα breakz ≈ 6.3z = 6.295±0.002

SIIOI

CII

SiII SiII*z’(AB) = 23.71± 0.14 mag,No detection in Ic band.
 Ly break at 8500–9000 A° .

35

366

comparison with high-z
quasarDamping wingof Ly α and Ly βDLAGRB 050904
z=6.295
Subaru FOCASIGMWhite, R.L. et al., AJ 126, 1 (2003)

37

Damping wingof Ly α and Ly β(Totani et al. astro-ph/0512154)38

Identification of absorption lines

solid curve: DLA model(log NHI=21.6, z=6.295)
dashed curves: IGM model(zIGM,u = 6.295, xHI = 0.01,0.2, 1.0)

Log NHI=21.3

dot-dashed curve:
IGM-dominated model(zIGM,u = 6.36 and xHI = 1.0)

[S/H]=-1.0
ne=200 cm-3

Inconsistent with IGM-dominated model
Best-fit: DLA with log NHI=21.3, z=6.320
Upper limit for neutral fraction: xHI<0.6[Si/H]=-2.6[O/H]=-2.3

39

size ~ 0.4 (0.1HI/H+) pc[C/H]=-2.440(Totani et al. astro-ph/0512154)

Conclusions and implications

Lyman α optical depthFirm and precise identification of the highest known
redshift of GRB z=6.295

Measurement of gas content (neutral hydrogencolumn density, metallicity, ionization, …) at z>6galaxyEvidence for localized heavy elements

Lyβより
Lyαより
7500—7600 Aのtransmission

8100—8300 Aのtransmission41

if CBM, high z GRB in low Z galaxy may be identifiable withmetal absorption lines

Confirmation that GRB is a powerful probe forcosmology: very high z GRB may be very bright

Re-ionization of the Universe can be probed with low
NHI GRB at z>6427