ガンマ線バーストで探る初期宇宙米徳大輔 (金沢大学)
共同研究者： 村上敏夫 (金沢大学)
中村卓史 (京都大学)
筒井亮 (東京大学)
高橋慶太郎 (熊本大学)

1. ガンマ線バースト (GRB)
2. 高赤方偏移 GRB の観測
3. GRB を用いた宇宙論研究１＆２
4. HiZ-GUNDAM プロジェクト
yonetoku@astro.s.kanazawa-u.ac.jp
2013/07/30 第43回 夏の学校 コンパクトオブジェクト分科会

1

宇宙の誕生と進化

z=7z=0z ～20z = 1089

天文学全体にわたって、宇宙で最初の星が生まれた頃の初期宇宙を探査し、宇宙進化を解き明かす事が大きな目標となっている。
特にz > 7 の頃は、第一世代星の誕生、宇宙再電離、重元素合成、2宇宙最初のブラックホールの誕生など重要課題が多い

■ 第一世代星の形成は、宇宙の（大規模）構造形成の原点■ 宇宙再電離はいつ、誰が、どのように発生させたのか？
■ 水素・ヘリウムばかりだった宇宙に重元素を追加
宇宙の進化を決定づける要因

3

ガンマ線バースト (GRB)
Short GRBLong GRB

継続時間 (sec)① Cosmological (初期宇宙で発生)(z=8.3 ; Tanvir et al. 2009)② Massive star (大質量星の崩壊)(GRB030329/SN2003dh)③ Bright (極めて明るい)(1054 erg/sec にも達する)

4
初期宇宙を見渡すプローブとして利用できる。

ガンマ線スペクトル

Band et al. 1993

α： 低エネルギー側 index
β： 高エネルギー側 index
E0：折れ曲がりのエネルギー∝ EαBriggs et al. 2000

∝ Eβスペクトルは非熱的放射加速された高エネルギー電子によるシンクロトロン放射だろう…
νFν
νFνスペクトルに極値が存在する。

ピークエネルギー (Ep)
ピークエネルギー (Epeak)5残光 (afterglow)
BeppoSAX 衛星によって初の残光検出 －GRB970228
残光：プロンプト放射に引き続いて起きる、時間とともに減光する残り火
残光検出によってGRBの正確な発生方向がわかるため、地上の望遠鏡によって多波長追観測が行えるようになった。
GRB970228

Costa et al. 1997, BeppoSAX

Nousek et al. 2005, Swift

6

GRB030329/SN2003dh
HETE-2 が検出した中で最も明るいイベント

Hjorth et al. 2003

HETE-2 衛星が発見したGRB030329の残光の中から、超新星爆発の証拠が見つかった。
1998年に GRB980425/SN1998bw の関連性が話題となったが、距離が異常に近い (z=0.0085) こともあって確定的ではなかった。
7

相対論的火の玉モデル

Rees & Meszaros 1992
Piran review 1997

M ～ 10－5 Msun

世の中の大半はBlack Hole だと思っている。

Γ > 100

Γ ～ a few

R1014 – 1016 cm1017 – 1019 cm

衝撃波で加速された電子が、equipartition 磁場と相互作用することで シンクロトロン放射として輝く。

高赤方偏移GRBの観測

9水素のライマンα吸収

中性水素を含んだ銀河間空間のガス雲それぞれのガス雲の位置（赤方偏移）において、1216Åの光が吸収される
QSOのスペクトル例
z=0.158z=3.6210

GRB050904

水素のLyα吸収による
z=6.295
Damping wing構造

Kawai et al. (2005)
Totani et al. (2005)

実線
母銀河の中性水素によるDLAによる吸収モデル@ z=6.295
log(NHI)= 21.62 cm-2(※DLA: log(NHI)>2x1020cm-2 の吸収線系)
一点鎖線
銀河間空間の中性水素による吸収モデル @ z=6.36
xHI ~ 1.0
破線
銀河間空間の中性水素による吸収モデル@ z=6.295
xHI = 0.01, 0.2, 1.0

中性水素の割合は
xHI < 0.17 (1σ),< 0.6 (95%)
すでに電離している

11

GRB050904

Kawai et al. (2005)
Totani et al. (2005)

z=6.295

吸収線強度は太陽の1/10程度
吸収体の大きさは数パーセク程度
電子密度は数100cm-3 程度

分子雲ガス
または爆発前の星風シェル

12Malhotra & Rhoads ’05
Stern et al. ’05
Haiman & Cen ‘05

mass-averaged xHI (=nHI/nH)

Fan et al. (2006)

Redshift13他の観測と比較した利点■ WMAP による CMB の偏光観測では、視線方向を積分した情報となるので明確な再電離の時期を割り出せない (6 < z < 12 程度？)
■ GRB は、それぞれの赤方偏移における情報を取得できる

τGP = 2.1×104 (1+z)3/2 xHI■ z~6 のQSOの観測からは、
Gunn-Peterson rough (IGMにおける中性水素の吸収)により xHI >10-3■ GRB は、ライマンα damping wing の観測から、 xHI を直接測定できる■ QSO は（大規模）構造形成の進んだ特殊な領域■ GRB は星形成が行われていれば発生する■ QSO からの定常的な放射で周囲を電離してしまう■ GRB は突発天体現象なので、視線方向のIGM環境を壊さない■ 銀河サーベイの観測は、既に成長した大型の銀河しか検出できない■ GRB の母銀河は矮小であることが多く、無バイアスに調査できる■ GRB のスペクトルは単純なベキ関数で、モデル依存性が少ない

14

GRB090423 (z=8.2)
Swift-BAT
15 – 150 keV

GROND (Greiner et al. 2009)

T90 = 10.3 ± 1.1 sec
Ep = 48.6 ± 6.2 keV
Fp = 1.7 ± 0.2 photon/cm2/sec
Fluence = (5.9 ± 0.4) x 10-7 erg/cm2

十分明るい (BAT 感度の10倍以上)
残光は通常の振舞いのようだ

GRB090423(z=8.2)
17.5 時間後

15

GRB090429B (z=9.4)

Cucchiara et al. 2011
Gemini-North, VLT

16高赤方偏移 GRB の検出期待値 = 約 10 event/yr/str
最高赤方偏移の推移（分光観測）
GRB090423 (z=8.2：分光)
GRB090429 (z=9.2：測光)

Swift の観測から
z > 6 が ~ 1 event/yr/str (lower limit)(1) LF からの見積り (Niino 2012)z > 7 が 2.5 ～50 event/yr/str(2) Dark matter halo の進化 (Mao 2012)z > 7 は 16 events/yr/str(3) SFRから (Wanderman & Piran 2010)z > 10 は 3 events/yr/strz > 7 は ~ 10 events/yr/str

通常のlow-z GRBは~100 events/yr/str

観測頻度も高いと予想でき、地上・宇宙の大型望遠鏡に観測の機会を提供できる17

GRBを用いた宇宙論研究１■ GRBを用いた星生成率の測定■ 初代星は宇宙を再電離できるか？
■ 銀河間空間に散らばる重元素の起源

18

CGRO 衛星

BATSE 検出器は2704例もの GRB を検出していたが、赤方偏移が同定されたのは 12 例のみ。
19
これらは何処から来るのか？

Ep – Luminosity 関係
Yonetoku et al. (2004)

Yonetoku et al. (2009)16 GRBs

84 GRBsz = 8.3

C.C. = 0.95
C.P = 5.3×10 -9Y04

L p = 1052.5 ± 0.3

 E p (1 + z ) 355keV



Y09

L p = 1052.43± 0.04

2.0 ± 0.2

 E p (1 + z ) 
355keV

C.C. = 0.913
C.P = 1.13×10 -33
1.66 ± 0.09
20

GRBの赤方偏移分布
Ep – L 関係から距離の推定
Y04

L p = 1052.5 ± 0.3

 E p (1 + z ) 
355keV

2.0 ± 0.2

10  E p dL=2(1 + z )4πFp  355keV 252.5

Flux Limit (2e-7 erg/cm2/s)

2.0

GRB Formation Rate

BATSE 検出器で捉えたイベントのうち、
F > 2×10–7 erg/cm2/s のもの
約700例のスペクトル解析
z =12GRB Rate はz = 1 に向けて急激に増加、より遠方でもフラット or 緩やかに上昇

Yonetoku et al. 200421

宇宙の相転移
ビッグバンで作られる元素は水素とヘリウム (電離状態)
z = 1089: 宇宙の晴れ上がり (中性化：CMB)z = 0 (現在) : 電離状態
銀河間空間の金属量 (Songaila 2001)

第一世代星の星生成率で宇宙の再電離を説明できるか？
銀河間空間に一様に分布する
10－4Zsun の金属元素は、いつ、誰が作ったのか？
22Pop-III 星による宇宙再電離

fesc = 0 の場合

Lyα線(1216Å)

LEDD =
1.3×1038 (M / Msun) [erg/s](Barton et al. 2004)

13.6eV

nebulaの制動放射(T=3×104 K)

Pop-III の黒体輻射
(T=105 K, L = LEDD)

紫外線光子 (hν>13.6eV) ＝ 8.75×1068 [photon/Gpc3/yr]Ωmρc
バリオン(水素)数密度＝ 7.66×1075 [Gpc－3]
mp23
107-8 年の間に、Pop-III 星によって宇宙を再電離できる。

銀河間空間の金属汚染
質量レンジ毎の星生成率・(10<m<50)
MSN = 7×102
・
MGRB = 2.3×106 (100<m<140)
・
Mpair = 3.7×106 (140<m<260)

金属元素の合成量 (Heger et al. 2002)
10%
10% 50%(Msun/Gpc－3/yr)
Pop-III 星の爆発によって撒き散らされる金属元素量は・Mmetal = 2×106 (Msun/Gpc－3/yr)

107 年以上、Pop-III 星が生存を続ければ、銀河間空間の金属量は Z = 1.2×10－4 Zsun に達する。
24

Star Formation Rate
Star Formation Rate (Giavalisco et al. 2004)
Subaru Deep Field(Iye et al. 2006)

・ Star Formation Rate from GRB (Murakami et al. 2005)
・ Jet Angle Evolution θj ∝ (1+z)-0.45 (Yonetoku et al. 2005)

25

GRBを用いた宇宙論研究２■ GRBを用いた距離梯子の拡張■ 初期宇宙における宇宙論パラメータの測定■ 暗黒物質・暗黒エネルギー量26天の川銀河の中でも、比較的「近い星」

1838年、最初に年周視差を測定したのはベッセルで、0.314秒角（1度の 1/1000 程度）を測定した。

ヒッパルコス衛星が3000 光年 (2.8×1019 m) の距離を測定している (1989年)
27

H-R 図温度 (K)
超巨星(1910 年)星の温度を測定すれば星の光度がわかる

約 3000 光年= 2.8×1019 mくらいまで測れる

絶対等級

L : 光度（本来の明るさ）
F : 見かけの明るさ

光度 ( L )L = 4πR2 F

巨星

主系列星

白色わい星
色

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セファイド変光星

Leavitt (1908, 1912)

規則的に明るくなったり暗くなったりを繰り返す星で周期が50日のものは太陽の1万倍も明るい
周期光度関係平均
絶対光度

変光周期の対数値（日）初めて銀河系外まで距離測定が可能となった

29

1923年、ハッブルはアンドロメダ大星雲の中にあるセファイド変光星を使って距離を測定した。
距離は 230 万光年＝2.2×1022 m

アンドロメダ銀河

セファイド変光星では6×1023 m くらいまで測定できるハッブルの法則(1929 年)

v=Hd30渦巻銀河の回転速度－光度関係(1977)

HI 輝線の形
L ∝ V2.5±0.3500km/s

200km/s31

Ia 型超新星(1993)±0.8mag±0.6mag±0.5mag32

加速膨張

ノーベル賞受賞対象論文から減速膨張
赤方偏移 z (宇宙の膨張速度)

Ia型超新星の観測から、宇宙には物質だけではなく、加速膨張させる斥力がある

加速膨張させるエネルギー密度（ΩΛ）

超新星までの距離を示す量

Perlmutter et al. (1999)

ダークエネルギーの存在

物質のエネルギー密度（Ωm）

宇宙の構成要素E = mc2
エネルギーと質量の等価性

宇宙論パラメータ

Ωm= 0.27

我々が知っている原子（物質）は宇宙の全エネルギーのたった4%ΩΛ= 0.73

23% は暗黒物質
73% は暗黒エネルギー
宇宙の96%は正体不明のもの（重力で宇宙膨張を減速させる）（何だかわからないが宇宙を加速膨張させる）

「赤方偏移」 と 「天体までの距離」 の関係は宇宙の膨張の歴史を物語る
ビッグバン直後の初期宇宙(130億光年)

ガンマ線バースト
Ia 型超新星爆発(90億光年)銀河の回転速度－光度関係（Tully-Fisher 関係）
セファイド変光星
恒星のHR図三角測量(137億光年)L ≡ 4πdL2 F
35

Ia型超新星による光度距離の較正サンプル■ z < 1.755 の 44 GRBsdL
0.9214
1.540=×+
11.
77
z
8z.
893
10 27 cmdL (1027 cm)

Type Ia SNeからdLを測定し、いっさい宇宙論は仮定せずにEp-L関係を再構築する。

SN Ia の Hubble 図■ 1.755 < z < 8.3 の 40 GRBsRedshift

まだ未知の領域の宇宙論パラメータを測定する。

赤方偏移が同定されているGRBは200例以上あるが、（当時は） Ep が測定されているものは84イベント
36

Type Ia SN で較正したEp-L関係式
Peak Luminosity [1052 erg/sec]

C.C. = 0.9476
C.P. = 6.12×10－17
系統誤差が大きい
σ = 0.35

Lp = 5.93 ×10 47 [ Ep(1 + z )]1.85
47
1.85Epz5.
9310[(1)]×+d L2 =4π Fp

Ep(1+z) [keV]37

Peak Luminosity (Lp : erg/s)

GRB ファンダメンタル・プレーン
系統誤差が改善σ = 0.15

Lp,52 = 10–3.87 Ep1.82×t L–0.34
Tsutsui, DY+ (2009)log Ep – 0.187 (log tL)
全エネルギーEiso (erg)tL ≡ 最大光度 Lp (erg/s) =Fluence (erg/cm2)(1+z) ×Peak Flux (erg/cm2/s) 38

(Ωm, ΩΛ) = (0, 1)(0.3, 0.7)

■ GRB キャリブレーション■ GRB 開拓領域
＋ Type Ia SNe(1, 0)

1026

z = 8.2

New !!
Frontier

1025

Ia 型超新星

1024

光度距離 (m)1027

Hubble Diagram

GRBCalibration
0.010.1

赤方偏移 (z)11039

観測と理論の比較

High-z の GRBからは、Ωmに対して厳しい制限が得られるだろう40

ダークエネルギーの割合（ΩΛ）

GRB によるダークエネルギーの測定

ΩΛ

物質の割合（Ωm）(Ωm, ΩΛ) = ( 0.24±0.10 , 0.76±0.10)
Tsutsui, DY + (2009)[ flat universe]

世界で初めて z > 2 におけるダークエネルギー量を測定

41

これからのGRB観測計画

42

ガンマ線バーストを用いた
初期宇宙探査計画

HiZ-GUNDAM
High-z Gamma-ray bursts for Unraveling the Dark Ages Mission

HiZ-GUNDAM WG メンバー
代表：米徳大輔（金沢大学）
43

2012年4月5日に小型科学衛星WGとして発足■ X線・ガンマ線検出器
河合誠之（東工大）、黒澤俊介（東北大）、郡司修一（山形大）、坂本貴紀（青山学院大）、芹野素子（理研）、谷森達（京都大）、三原建弘（理研）、村上敏夫（金沢大）、谷津陽一（東工大）、山岡和貴（青山学院大）、吉田篤正（青山学院大）、米徳大輔（金沢大）■ 赤外線望遠鏡
松浦周二、白籏麻衣、津村耕司（ISAS/JAXA）、松本敏雄（台湾中央研究院）、柳澤顕史（国立天文台）、川端弘治（広島大）、沖田博文（東北大）
アドバイザ： 金田英宏（名古屋大）、和田武彦（ISAS/JAXA）■ 理論検討浅野勝晃（宇宙線研）、井岡邦仁（高エネ研）、井上進（宇宙線研）、川中宣太（ヘブライ大学）、諏訪雄大（京都大）、高橋慶太郎（熊本大）、筒井亮（東京大）、當真賢二（大阪大）、戸谷友則（東京大）、長倉洋樹（京都大／早稲田大）、長滝重博（理研）、中村卓史（京都大）、新納悠（国立天文台）、水田晃（理研）、山崎了（青山学院大）、横山順一（東京大）■ 衛星システム検討
坂井真一郎（ISAS/JAXA）

38名／19機関44

最近および将来の大型計画と戦略 （宇宙進化）

z=1000TMT
初代銀河(z > 10)(pop-III星で構成)
遠方銀河の分光
宇宙再電離(z～10)

SPICA

ガンマ線バースト

ガンマ線バースト

ALMA

隠れたAGN (z<1)
物質進化（氷、SiO2）z=12光・赤外線・サブミリ波観測
初代銀河形成(z～10)
原始QSOダスト
大質量BH進化(2<z<10)
物質進化（有機分子）

Astro-H

すばる
GRB050904 (z=6.3)

JWST

z=7

z=0.5
遠方銀河の発見(z～7)

Pop-III 星:
水素分子輝線 (z<7)
水素回転励起(z～20)

z=0

高エネルギー天文学
近傍銀河団 (z～0.3)
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隠れたAGN(z＜1)
大規模構造, CXB

小型科学衛星 HiZ-GUNDAM の観測の流れ(1) Ｘ線帯によるGRB 検出と、発生情報の通報(2) 自律制御で姿勢を変え、約１分後から近赤外線で追観測を開始(3) 「詳細な方向 (1秒角) 」と「赤方偏移(high-zであること)」を通報
ここまでがミッションの範囲。その後、(4) 大型望遠鏡と協力して z>7 の高分散スペクトルを取得

高赤方偏移に対応するため、X線と近赤外線の融合が特徴
X線イメージング検出器
視野１ステラジアン
角度分解能5～10分角Si (+CdTe) + コーデッドマスク(1 – 20 keV, 10 – 100 keV)
30cm 可視・近赤外線望遠鏡（視野１７分角）
可視光 (0.4 – 0.85μm) 測光
近赤外 (0.85 – 1.7μm) 分光・測光 46
低分散分光またはバンド測光

まとめ
GRBの高分散分光観測は、初期宇宙の物理状態を探査する有力な手法である。
GRBの Ep – Lp 関係などを用いてGRB宇宙論を展開している。
・ 距離推定による星生成率の計算（第一世代星による宇宙再電離、金属汚染）
・ 宇宙はしごの延長(SN Ia による較正)・ z > 2 における宇宙論パラメータの測定

数年後、z >7 の GRB を検出して、大型望遠鏡と協力して初期宇宙を解明する人工衛星 HiZ-GUNDAMを検討しています。

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