ガンマ線観測による星・銀河形成史
河合 誠之 (東工大理)
z ガンマ線観測
9(GeV-TeV)

観測装置
Air Cerenkov Telescope GLAST

Gamma-ray background
9 EBL (Extragalactic backgroundlight)
9 星間物質と宇宙線の相互作用

z ガンマ線バースト

描像:relativistic jet
9 超新星/Collapsar
9 “Standard Candle”
999

初期宇宙研究初代天体 星生成史 WHIM
1

GLASTz

ＬＡＴ:米・日・伊・スウェーデン、（仏）
9広島大
東工大、宇宙研、理研、東大
GLAST Large Area Telescope(LAT)

Two GLAST instruments:
LAT: 20 MeV – >300 GeV
GBM: 10 keV – 25 MeV
Launch: 2008

Burst Monitor(GBM)
2

Extragalactic Background Light(EBL)γ γ Æ e+ e-Opacityof the universal soft photon background to -rays

Comoving radiation energy
density

Opacity of the universal soft
photon background to γ-rays

Salamon and Stecker (1998)

3

EBL effects on Blazar observations
Chen, Reyes, and Ritz (2004)
Number of detectable blazars

GLASTで検出できるBlazarの数

Blazar spectra
Mean observed flux ratio

Salamon and Stecker (1998)

フラックス比F(>10 GeV)/F(>1GeV)
4

ガンマ線バーストz

Ｘ線・ガンマ線では見かけでも全天を圧倒する明るさ9z99z

小型衛星でも検出可能

残光も直後は明るく、べき乗則で減光。
9z

小型専用望遠鏡が有用
暗い母銀河の赤方偏移測定
滑らかな非熱的スペクトル

多波長（電波〜γ線）
ニュートリノ、重力波、宇宙線も（？）（大多数は）大質量星の重力崩壊起源
99z

星生成をトレース星生成銀河の目印

高赤方偏移（z>20)まで観測
可能
9999

初代(種族III)の星
吸収線
宇宙の再電離宇宙論

5Detectability of High-z GRB

15 GRBs with well-determined
redshifts
Lamb and Reichart 2001

early afterglow of GRB 000131,
as observed one day after the burst
6

Swiftz 史上最強のγ線バーストミッション
9

2004年11月打上〜 (+3 years)z 〜150 GRB observations/year
z バースト検出＋Ｘ線・光学追跡z 現在、試験運用期間。すでに数例報告
7

（長い）ガンマ線バーストと超新星の関連が確立
HETE-2 による
GRB030329 のガンマ線光度曲線(Vanderspek et al. 2003)

Stanek et al. 2003

8ガンマ線バースト残光に見えた超新星スペクトル

すばる望遠鏡 によるGRB030329残光の可視光スペクトル (Kawabata et al.
2003)
Stanek et al. 2003
also Fynbo et al.

9GRB Host galaxyz

一般的傾向
99999z矮小銀河
衝突・相互作用
星生成銀河
青い星生成率は同じｚの標準量半数近いGRBで光学残光
9それほどダストに隠されていない

BluerMore luminous
than Arp 220

10Berger et al. 2003

Large fraction of obscured star formation

Berger et al. 2003

11

Berger et al. 2003
12

Fireball scenario of GRBs

13

Piran 2003

Slow coolingspectrum(Late afterglow)

Piran 1998

14

Evidence for collimation≈ Γ −1log flux

log time15

“beaming-corrected”
radiated gamma-ray energies
assume isotropy:
log Eγ (erg) ≈ 51.6−54.3

correct for beaming:log Eγ (erg) ≈ 50.3 −51.3

標準γ線放射エネルギー！
Radiated gamma-ray energy

Frail et al. 2001

16

GRBs Have “Standard”
Energies

単一γ線放射エネルギー！
zGRBs seem to havestandardizable energy.
zHowever,– There are outliers– Difficult to obtainbolometric flux with SwiftN– No local calibrator(cf. Type Ia SN)– Uncertain jet geometrylog EγBloom et al.(2003)– Application forcosmology?
maybe limited

17

Flux-spectrum correlation
Epeak ∝P 0.379
1000

Epeak (keV)

Sakamoto
2004

100

Epeak
WFC/BATSE
νFν
HETE10r = 0.790
10.01

0.1
110
Peak flux 50 – 300 keV (ph cm−2 s−1)

100

Energy18

“Extended” Amati’s relation(Amati et al. 2002; sakamoto et al. 2004; Lamb et al. 2004)
1000

Epeak src (keV)

Epeak src ∝ Eiso0.5100

Ep ∝ Erad

101

BeppoSAX
BeppoSAX
HETE

10−3

10−210−1
1Eiso (1052 erg)

10210310419コリメーション補正すると、さらに高相関

Ghirlanda et al.(2004a)

20

宇宙論パラーメータ
15 GRB, 156 SN Ia

Ghirlanda et al.(2004b)

21

SF history by GRB

Yonetoku et al. 2004

Lpeak vs. Epeak
赤方偏移別
GRB光度関数赤方偏移光度分布

GRB発生率 vs. 赤方偏移22自由電子（電離水素）の分散遅延による測定
Ioka (2003)
低周波数で立上がりが遅れる

SKAで検出可能!

Spectra and light curves of afterglows shown with and Afterglow flux at a frequency 160 MHz
and an observer time t = 103 s
without the dispersion delay ∆t = 103( /1 GHz)-223

今後のγ線バースト観測
2001.09.27 河合誠之

重要性z高赤方偏移の正統的観測対象
9唯一 z >10 を直接観測できる
9「宇宙最初の星」｢宇宙最初の銀河」
9標準光源 → 距離指標 → 宇宙論パラメータz極限物理
9相対論、重力波、ニュートリノ、量子重力、最高エネルギー宇宙線、…
*〜10分角（年間30個）〜10秒角（年間16個）

24

GRB ミッションz 監視通報(斥候衛星）---HETE, Swiftの後継
9 残光(電波〜γ線）観測に必須
9 小型(HETE-2)、寄生型(BeppoSAX)でも有用

z 自己完結型
9 スペクトル (HETE-2, GLAST)
9 Ｘ線・γ線偏光観測
9 残光多波長観測 (Swift XRT/UVOT,…)
9 Ｘ線残光高分解能分光
 DIOS Estremmo （カロリメータによる非分散分光, 重元素輝線）
 Pharos (回折格子を用いたWHIM吸収線の分光）*〜10分角（年間30個）〜10秒角（年間16個）

25

自己完結型ミッション（2）γ線バースト専用赤外望遠鏡衛星
z 目的：z>>10
9 近赤外〜中間赤外残光の分光
9 Ly α Forest、第一世代星重元素z 検出器9 2 str X-ray Locator (〜HETE WXM or Swift BAT）

9 1メートル級赤外望遠鏡
 広帯域高分散分光

z 軌道
9 長周期楕円軌道、または L2点z 姿勢
9 機上γ線バースト位置による自動Pointing26