山崎 了（青山学院大学）

井上 剛志： 星間物理学（理論）、プラズマ物理（理論）
星形成、超新星残骸、ＧＲＢ、磁気流体シミュレーション
榊 直人： 宇宙線物理学（実験・観測）
最高エネルギー宇宙線、ＥＵＳＯ、ＣＴＡ
柴田 徹： 宇宙線物理学（実験）
宇宙線の伝播、ＣＴＡ
馬場 彩： 高エネルギー宇宙物理学（実験・観測）
Suzaku/ASTRO-H、ＣＴＡ，超新星残骸、パルサー星雲
山岡 和貴： 高エネルギー宇宙物理学（実験・観測）
Suzaku/ASTRO-H、ＭＡＸＩ、ＣＡＬＥＴ、ブラックホール、ＧＲＢ
山崎 了： 高エネルギー宇宙物理学（理論）ＧＲＢ，超新星残骸、宇宙線粒子加速、ＣＴＡ、Ｆｅｒｍｉ
吉田 篤正： 宇宙物理学（実験）
ＭＡＸＩ、ＣＡＬＥＴ、ＣＴＡ，ＧＲＢ、中性子星	

研究の歴史が多波長で議論する重要性を示している。	
1. Vela (“Watchman”) (1967〜1979): GRB 発見(1969)
2. GINGA (1987〜1991): X-ray counterpart 発見	
⇒ GRB〜 (galactic) X-ray burst ?
3. BATSE (1991〜2000): 非一様等方分布	
⇒ Galactic origin models の棄却 !!!
4. BeppoSAX (1996〜2002): X-ray (optical) afterglow 発見	⇒ cosmological distance !!!
5. HETE-2 (2000〜): long GRB/SN association の確認	
6. Swift (2004〜) ：high-z GRB (z > 6) 存在の確認
早期残光観測 => 標準モデルの崩壊
7. Fermi (2008~) : GeV放射の確認⇒ GRB放射機構の解明につながるか？	

多波長観測でさぐるＧＲＢ
電波(=>calorimetry)：
VLAが主。着々とデータはとっている模様。
赤外・可視光(redshift, localization, jet structure)：
測光、分光、偏光、よりどりみどり。
Ｘ線(localization, jet structure)：
Swift/XRTのデータはだれでもavailable.
*10keV-MeVガンマ線：ＧＲＢ本体。
GeVガンマ線(jet speed, radiation mechanism, CR)：
Fermiでは7events/yr。
TeVガンマ線(radiation mechanism, CR)：
検出報告なし。CTAだと数events/yrと期待される.	

GRB research in the Fermi era	
GRBのGeV ガンマ線帯域の観測により次が明らかとなる？
(1) ジェットのΓ 	(2) GRB (~MeV以下)の放射機構 (synchrotron or SSC?)(3) GRBでの陽子加速？‐超高エネルギー宇宙線の起源？

Γ=300	

Γ=1000	

2ndary e±(pγ→π±→e±)	

Γ=100	

Asano, Inoue	

primary e-

GRB research in the Fermi era	
GRBのGeV ガンマ線帯域の観測により次が明らかとなる？
(1) ジェットのΓ 	(2) GRB (~MeV以下)の放射機構 (synchrotron or SSC?)(3) GRBでの陽子加速？‐超高エネルギー宇宙線の起源？

Γ=300	

Γ=1000	

2ndary e±(pγ→π±→e±)	

Γ=100	

Asano, Inoue	

primary e-

GRB research in the Fermi era	
GRBのGeV ガンマ線帯域の観測により次が明らかとなる？
(1) ジェットのΓ 	(2) GRB (~MeV以下)の放射機構 (synchrotron or SSC?)(3) GRBでの陽子加速？‐超高エネルギー宇宙線の起源？

Γ=300	

Γ=1000	

2ndary e±(pγ→π±→e±)	

Γ=100	Swift
WAM	

LAT	

Swift
primarye
WAM	

LAT	

Fermi LAT detection of GRB 080916C
First “GeV” γ detection ofa GRB with known redshift.
* High-z, bright event:z = 4.35±0.15
Eiso (10keV-10GeV)= 8.8x1055erg~ 5 Msunc2=> Jet collimation* GeV photons avoiding
pair-creation annihilation=> Relativistic motion:
Γ > 890±20 (bin “b”)
Fermi LAT collaboration (2009)	

Fermi GeV GRBs
“GeV delay” (delayないイベントもある。。。)
・ (leptonic model) IC emission?
・ (Hadronic model) proton acceleration time?
（残念ながら）両方のシナリオで説明可。
いまのところ、GeV観測をもってしても、lepton加速、proton加速の区別（よりストレートにはproton加速の確たる証拠）は得られていない。
なんとかして区別できないものか。。。

他“波長”観測でさぐるＧＲ
Ｂ宇宙線：
ＵＨＥＣＲにどのくらい寄与するのか？
ニュートリノ：未検出。上限値が議論されはじめた。
重力波：未検出。上限値が議論されはじめた。
上限値が意味をもつ場合もあった。Ahlers + 2011	
UHECRs in internal shocks of GRBs
In internal shock,P10^18-20 + γGRB => π0 , π+ , n	UHECRs	（中性なので）加速領域をさっとぬけた後でβ崩壊：

γ, e+/- にカスケード:=> GeV gamma’s (1)	n => p + e- + νe	
UHECRs UHE-Nu’s	

Hires のスペクトルを説明し、かつFermiのdiffuse gammaとIcuCubeの上限値に抵触しないようにスペクトルを決定 (γ, Emax) ：N(E) ∝ E‐γ exp (‐E / Emax )	

地球へ伝播してくる途中でCMBと反応：=> GeV gamma’s (2),UHE-Nu’s(GZK-Nu)	

(GRB rate) ∝ SFR(GRB rate) ∝ SFR x (1+z)1.4	

点線： 前頁のGeV Gamma’s (1),(2)の両方を考えた場合
ピンク：前頁のGeV Gamma’s (2)のみを考えた場合（つまり、GeV GammaはUHECRsの伝播中でのみ発生する）＊Fermi diffuse gammaの制限が効いていることを示す。

(GRB rate) ∝ SFR(GRB rate) ∝ SFR x (1+z)1.4	

点線： 前頁のGeV Gamma’s (1),(2)の両方を考えた場合
ピンク：前頁のGeV Gamma’s (2)のみを考えた場合（つまり、GeV GammaはUHECRsの伝播中でのみ発生する）＊Fermi diffuse gammaの制限が効いていることを示す。

Ahlers + 2011	
GRB Internal shockでUHECRs作られるとき、・観測されたUHECR fluxを説明するには、
UHECRスペクトルがハード(γ<2.1)でなければならない	・かつ、そのとき1018eV 以下のUHECRスペクトルは説明できない。
（スペクトルをソフトにして1018eV以下も説明しようとするとFermiのDiffuse gammaの観測に抵触する。）	

Neutrino upper limit from IceCube
GRBからのニュートリノ放射に関する制限	
ニュートリノフラックスに対する上限値	

IceCube: Abbasi+2011	

Neutrino upper limit from IceCube
GRBからのニュートリノ放射に関する制限	
Waxman03のモデル
・117イベントの和・１つのイベントに対して実際に観測されたGRBのphoton spectrumからGuetta+04のモデルを用いて推定したもの：
・117イベントの和・明るいイベントに対して

IceCube: Abbasi+2011	

Neutrino upper limit from IceCube
GRBからのニュートリノ放射に関する制限	
AMANDA	

IceCube(22strings)	
IceCube(40strings)	

IceCube: Abbasi+2011	

Waxman03のモデル
・117イベントの和・１つのイベントに対して実際に観測されたGRBのphoton spectrumからGuetta+04のモデルを用いて推定したもの：
・117イベントの和・明るいイベントに対して

Waxman – Bahcall (upper) bound	
CR protonがあったら、以下の反応によりνµが作られる。
‐	+p+p or p+γ => π or π => νµ or νµ
全てのCR protonが上の反応を起こしたとすると、地球上で期待されるニュートリノ・フラックスは、	

(GeV/cm2/s/sr )	

宇宙線のenergy production rate (npCR ∝ Ep-2 を仮定)

factor “0.25” = 0.5 ( = loss via π0 production) x 0.5 ( = Eν/Eπ )tH : Hubble time (CR proton及びニュートリノを出し続けると仮定)ξZ ~1 : redshift evolution & energy lossの効果による補正

Waxman – Bahcall (upper) bound	
すべてのCR protonはニュートリノ生成反応を起こすと仮定しているため、WB boundは普通は上限値とされる。
つまり、
τ ∼ (source size) / (CR proton m.f.p.)とすると、τ ∼ 1 に相当するのがWB bound。
τ < 1 ならばニュートリノ・フラックスはWB bound 以下となる。
(e.g. : τ << 1 for GRB external shocks, Galactic SNRs…)
ただし、ターゲット光子数が多い等で、τ > 1 となり、かつ、ニュートリノ生成反応でエネルギーを失ったCR protonが再加速を受けるような状況を考えれば、ニュートリノ・フラックスはWB bound以上となる。
=> そのような状況はIceCubeの上限値から棄却？	

アンドロメダ銀河から
GRBShort? GRB 070201 = Soft gamma-ray repeater のgiant flare?
（重力波はうからなかったのでNS-NS mergerではない）	

UV	  and	  localized	  region	すでに、Fermi(Ext.Gal.Diffuse GeV),Icecube(ニュートリノ), LIGO(重力波)などの上限値が（ある種のモデルを排除するなど）意味をもつようになってきている。

他“分野”、他“天体”からさぐるＧＲＢ
ＳＮＲ：“GRB is a relativistic version of SNR” (Piran99)
particle acceleration
ＡＧＮ：*internal-external shock model,*models ofjet dynamics, jet emission, polarization,
external compton,…
*<V/Vmax> of QSOs,* particle acceleration

他の様々な分野の研究の動向を把握し参考にしつつ、	  いろいろな波長の観測結果を無矛盾に説明できるか	  議論することでＧＲＢの研究は発展してきた。	  
したがって、多波長観測の重要性は強調してもしすぎる	  ことはないが、ＧＲＢ研究においては必須であり、自然と	  そういう議論をしていると言えると思う。	  
なので、以下では「多波長」を特に意識せずに話します。	  2000年： X-ray flash が注目を集める
X-ray flash (XRF)	

γ-ray burst (GRB)	

X-ray bandγ- ray band	(Heise et al. 2001)(in’t Zand et al. 1999)

Spectral properties of XRFs and GRBs
Double power-low form fits spectra of XRFs and GRBs. 	
GRB	XRF	

Ep=19 keV
Kippen et al. 02

Ep=126 keVBarraud et al. 03

Photon indices α, β (スペクトルの傾き) は GRB と XRF で同じ。	
XRF の Ep (peak energy) は GRB のものよりも小さい。	

Motivation :・ＧＲＢの観測的多様性の中に	  
普遍的性質を見出せるか？	  
・ＧＲＢの観測的多様性を	  統一的に説明できるか？	  
・その手始めとしてX-­‐ray	  ﬂash	  とGRBの統一モデルを構築した。	  
Event rate	(Long GRBs) : (X-ray flash) 	
〜 2 : 1 (BeppoSAX)	
Similar event rates 	⇒ Both may be related. 	

AGN	  の統一モデル	

X-ray flash研究の意義 その1・XRF/XRRはclassical GRBと同一（連続的）の現象であると考えられる（by HETE-2）。
⇒ XRF/XRRとGRBを統一的な描像で捉えると、GRB本体の放射機構についての理解が深まると期待される。 （例：viewing angle, gamma factor,…）Lamb et al. (2003)

Theoretical Models of the X-ray flash
1. High redshift GRBs (Heise et al. 2001) 	
2. External shocks with small Lorentz factors(Dermer et al. 1999; Rossi et al. 2001) 	
3. Internal shocks with high Lorentz factors(Mochkovitch et al. 2003) 	
4. Photosphere-dominated fireball’	 ’	(Meszaroset al. 2002; Drenkahn 2002) 	
5. Jets with wide opening angles (Lamb et al. 2003)	
6. Collapsar jets seen off-axis (Woosley et al. 2003)	
7. Off-Axis GRBs (Yamazaki et al. 2002, 2003)	

X-ray flash研究の意義 その２
X-ray flashは、Amati relationのlow-energy側にくることがわかった(by HETE-2)。

Sakamoto, RY+08	

Amati relation 以後、
Yonetoku, Ghirlanda,Tsutsui
relations などなど、ＧＲＢスペクトルEpについて様々な距離指標が提唱された。
⇒ 距離指標の理論的説明を考える上でX-ray flashの起源をさぐる研究は重要。

Relativistic beaming and Doppler effects

1/γv=0(matter comoving frame)v(observer frame)
γ= (1‐β2) -1/2 , β= v/c

Ｏff-Axis Jet Model of XRFs
The X-ray flashes (and the soft GRBs) are the typical GRBs
observed from off-axis viewing angle. 	
relativistic beaming	
effect	νFν 	 X-ray band	

γ-ray band	

XRFs	
GRB	GRBs	
XRF	

jet	(γ〜100)	
relativistic Doppler	effect	ν	Off-axis model で Ep – Eiso 関係を説明
Soft events (<100 keV)are off-axis emissions!

＋ : detected by HETE (on-axis)
× : detected by HETE (off-axis)･ : not detected by HETE

予言： Off-axis afterglow
GranotOn-axis	Off-axis	

Observed light curves havea rising part at 0.1-10 days.

2004年末：Swift衛星打ち上げ
残光の早期段階からの多波長観測が可能となった。	

Swift 衛星 (2004.11~)

X-ray/Optical 同時観測の時代
可視光のデータだけではなく、他の波長との比較をするのは必須。
もっともよくやられてるのは、Ｘ線と可視光の直接比較。
→ Ｘ線と可視光は別成分と思うのが自然か？	

Ghisellini+	2005年頃：Swift時代初期の観測結果
X-ray flash/X-ray rich GRBの残光は
off-axis modelの予言に反していた。
Sakamoto, RY+ (08)	

XRF: Ep < 100 keV
XRR: Ep =100-300keV
GRB: Ep > 300keV

しばらくたって、最近では、、、
XRF	  080330	

Oﬀ-­‐axis	  modelの予言に	  従う、残光のrising	  part	  をもつイベントが報告	  されるようになってきた。	  
（もう少しこういうイベント	  の出現がはやければ。。。）	  Guidorzi+09	

XRF	  071031	

Kruhler+07	

XRF	  050408	

de	  Ugarte	  Pos<go+07	

GRB	  080710	
Kruhler	  et	  al.	  2010	
T90(15-­‐350keV)	  =	  120s,	  Gamma=	  -­‐1.47	  (BAT)	  ⇒	  (Ep	  =	  110+340-­‐60	  keV)	  S(25-­‐50keV)/S(50-­‐100keV)	  	  =	  0.70	  +/-­‐0.15	  ⇒	  classical	  GRB	  z	  =	  0.845	  =>	  Ep	  (1+z)	  〜	  200keV	  	  log(Eiso)	  =	  51.7-­‐52.1	  GRB 080710 = on-axis prompt & off-axis afterglow?	
(a)	

残光	
prompt	(b)	

残光	GRB 080710の場合は、(a)のようなジェット構造だとダメ。
(b), (c) のようになっているのか？
でも(c) は不自然？

prompt	(c)	

残光	

prompt	

これまでは、
prompt: GRB(on-axis), AG: on-axis
prompt: XRF(off-axis), AG: on-axis
Prompt: XRF(off-axis), AG: off-axisという観測例があった。
これらは(a)のようなジェット構造で説明可能だった。

まだ1例しかないが、このようなイベントが今後増えれば、(b) のようにPromptのジェット軸と残光のジェット軸がずれているということになるのかもしれない。

GRB080710のように、比較的ハードなイベントでもoff-axis emissionのような残光をもつものが現れた。
＝＞モデルに修正が必要。
最近のFermi衛星によるAGN(活動銀河核)の観測結果が解決のヒントになるかもしれない。	

５万光年	

Cygnus A (700 万光年)

Prompt と残光のジェット軸がずれる例
11. Jets-in-a-jet:magnetic reconnection in prompt（もともとはBlazerのTeV変動を説明するために提唱された）

prompt	残光	Prompt と残光のジェット軸がずれる例
22. Bent jet, (like AGN; Fermi/KANATA 2010):* collision with stars or MCs?
prompt	残光	

* current driven kink, KH insta. …
prompt	残光	Prompt と残光のジェット軸がずれる例
33. Inhomogeneous prompt efficiency of mini-jets.
-high efficiency jets: little energy after prompt-low efficiency jets: little dissipative in promptSummary
GRBの研究において多波長観測は必須である。
他分野で得られた知見をGRBに応用するのも重要。
X-ray flash のoff-axis jet model の残光の予言と観測との比較が行われている。モデルの予言と合うものもあれば合わないものもある。
Off-axis jet モデルの発展：*prompt のジェット軸と残光の軸はずれている？
jets-in-a-jet, bent jet, inhomogeneous efficiency