素核宇宙融合レクチャーシリーズ 第13回

“Why Gamma-Ray Bursts?”

長瀧天体ビッグバン研究室
理化学研究所准主任研究員長瀧 重博

主催： 計算基礎科学連携拠点（JICFuS） HPCI戦略プログラム分野5 「物質と宇宙の起源と構造」
共催： 理化学研究所 iTHESプロジェクト
2014年11月27日-28日、理研和光キャンパス

ガンマ線バーストの時間変動例
ガン
マ
線の一
秒
あたりのカウン
ト数
時間 (秒))

最初のガンマ線バースト報告 (1973年)

核実験監視衛星Vela5A,5B,6A,6Bによる観測報告。
最初の観測は1967年のVela3, 4によるものだった。
発見以降、しばらくアメリカ国家機密だった。

宇宙的距離を測るにはラインが必要。
ハッブルの法則

Ho= 67.80±0.77
km/s/Mpc
1pc = 3.26光年。
銀河サイズ～10kpc.
銀河間距離～1Mpc
宇宙の地平線～3000Mpc
Doppler Shiftハッブルの法則（波長のずれ）で天体までの距離を評価する。

おとめ座銀河団物質の観測例。
(ガンマ線バーストではない)

ガンマ線では（今のところ）出来ない！
ガンマ線バーストまでの距離が分からない！

[nm]スペクトルは非熱平衡的。

典型的なガンマ線バーストエネルギースペクトル例。
青は一温度のプランク分布（熱分布）でのフィット。

遠方宇宙起源説の弱点？

温度～1MeV と推定出来る。

平均自由行程 << システムサイズ
観測は非熱的なので、整合しない。

即ち熱的スペクトルとなる。

天の川銀河起源説ならOK。

従ってD～10kpc（天の川）なら、E～10^39 erg.
また、（熱化すれば）温度～10^7 [k]～1keV
～

100

<< 1.

はe+e-を作れる光子の割合。

実際には平均自由行程 >> システムサイズなので一般に熱化しない。
即ち一般に非熱的スペクトルとなる。観測は非熱的なので、整合する。

Compton Gamma Ray Observatory(CGRO), NASA, (1991.4-2000.6)• Detected more than 2,600 gamma ray bursts.

天の川銀河から外れたところで発生！

ガンマ線で見た全天図NASAホームページより。
繰返し再生中。

ガンマ線バーストの到来方向は等方的!!
ものすごい遠方起源を示唆。

ガンマ線バーストの到来方向分布図

ガンマ線バーストの起源は２つ？
ロングガンマ線バースト

観測した数

ショートガンマ線バースト

ガンマ線バーストの継続時間 （秒）BeppoSAX衛星, Italy-Netherlands(Apr.1996-Apr.2003)
0.1 ‐ 300 keVをカバー。
ガンマ線だけでなくX線もカバーしていた。
X線は角度分解能がいい。
分解能 1‘ (1分角)程度。
位置決定性能に優れている。
c.f. ガンマ線領域での位置決定
精度 ～ 1度角。

1997年の革命的発見: X線アフターグロー

1997 Feb 28

8時間後

1997 Mar 3

３日後

最初の報告は理研で行われた。

ガンマ線バーストGRB970228に続いて、残光（アフターグロー）がX線領域で発見された。可視光でもアフターグロー起こっていた！
GRB970508
Djorgovski et al. Nature 1997
地上の望遠鏡でフォローアップ。

Palomar Observatory, California, US

1分角×1分角の可視光イメージ

ガンマ線バースト後、増光し、減光
GRB970508

Djorgovski et al. Nature 1997

可視光のライトカーブ（光度曲線）

Optical Afterglow

Day=日ライン吸収線が可視光で見つかる！
GRB970508

Metzger et al. Nature 1997

= 0.835
2981 Mpc !
Keck-IIで観測

1997年5月11日に撮ったOptical Afterglowの可視光スペクトル親銀河が同定される！
Bloom et al 1998

Keck望遠鏡。爆発後200日後、300日後に観測。

= 0.835

可視光アフターグローで見えた吸収線は親銀河中の物質だったと断定。

爆発454日後、HSTにより親銀河同定。
Fruchter et al. 2000.

中央の天体が親銀河。Optical Afterglowはもう暗くなっている。

以上で天の川銀河内起源説完全終了。
但しこの時点ではロングガンマ線バーストのみ。
8年後、ショートガンマ線バーストも遠方宇宙起源と確認。

遠方起源でも相対論効果を考えればOK～ガンマ線バーストは超高速流からの放射～爆発天体

相対論的流体の中（静止系）では10keV程度。

ガンマ線（～1MeV）として観測。

V=0.9c→ Γ=2.3
V=0.99c→ Γ= 7.1
V=0.999c→ Γ=22
V=0.9999c → Γ=71
V=0.99999c → Γ=223
V=0.999999c → Γ=707

観測者

ガンマ線バースト流体の速度は（最低）この位と考えられる。

ローレンツ因子。
Vは流体の速度。
Cは光速。
只しかしこれを実現するのは極めて難。 c.f. 電子質量=511keV.

ガンマ線バーストは（きっと）ジェット• 等方だとするとあまりにもエネルギー多過ぎる（ガンマ線エネルギーだけで10^54erg超えるものもある）。
• 観測的な示唆もある。
• 観測的には全てのガンマ線バーストがジェットの兆候を示している訳ではない。

観測的示唆＝ジェットブレーク
Harrison et al. 1999
VR

多波長で同時にブレーク（減光）！

II

ジェットブレークも相対論効果
角度～1/Γ

観測者が見える領域

ビーミング効果と言う。

ジェットの断面ジェットの開き角 ＞ 1/Γ のとき、こういう事が起こる。

減速効果を考えると。。
始めはΓ大きい。
ジェットの開き角 ＞ 1/Γ

観測者が見える領域

ジェットの断面減速効果を考えると。。
次第にΓが小さくなる。
ジェットの開き角 ～ 1/Γ

観測者が見える領域

ジェットの断面減速効果を考えると。。
更にΓが小さくなる。

このメカニズムは波長に依らない。
観測と整合する！

ジェットの開き角 ＜ 1/Γ

ジェットの断面

観測者が見える領域

典型的に立体角の1/50程度か。

GRB980425/SN1998bw：
ガンマ線バーストと超新星が同時発生！
Galama et al. Nature 1998, Iwamoto et al. Nature 1998

渦巻き銀河ESO 184-G82（1976年撮影）
Z=0.0084 (= 37.5Mpc)
すごい近傍で起こった。

超新星SN1998bw（May 1st, 1998）(Galama et al. 1998)。

ガンマ線バーストGRB980425と超新星SN1998bwの位置関係

Galama et al.
(1998)

WFC(2-28keV)での位置決定精度。
半径8分角

NFI (NarrowField Instruments)での位置決定精度
半径1分角程度。
背景画像は可視光像

超新星ーガンマ線バースト系～ガンマ線バーストは超高速流からの放射～爆発天体→ 超新星だった！

相対論的流体の中（静止系）では10keV程度。

ガンマ線（～1MeV）として観測。

V=0.9c→ Γ=2.3
V=0.99c→ Γ= 7.1
V=0.999c→ Γ=22
V=0.9999c → Γ=71
V=0.99999c → Γ=223
V=0.999999c → Γ=707

観測者

ガンマ線バースト流体の速度は（最低）この位と考えられる。

ローレンツ因子。
Vは流体の速度。
Cは光速。
只しかしこれを実現するのは極めて難。 c.f. 電子質量=511keV.

ライトカーブとライン幅について56Niの量で決まる。
光球面まで到達するのに時間かかる。

明るさ

一部長瀧が改編。

波長

56Ni→56Co
→56Fe

観測者

決め手はライトカーブとスペクトル。
特異な超新星＝極超新星＝Hypernova
明るい！

超新星はピークが後に来る。

Iwamoto et al. Nature 1998
速い！

Ic型超新星水素層・ヘリウム層をなくした大質量星の爆発と断定

GRB980425・SN1998bwはいずれも特異• GRB980425: ～普通のガンマ線バーストに比べて４桁程暗い。
近傍で起こったので見えた。

• SN1998bw: ～普通の超新星に比べて１０倍程大きなエネルギーで爆発（極超新星と呼ばれる）。
明るさも通常のものより１０倍程明るい。
Ic型超新星だった（水素、ヘリウム層なし）。

例外的な現象だったのだろうか？

Type Ic 型超新星とは超新星を起こす前に水素層・ヘリウム層が星風によって剥ぎ取られている。

ここが無くなる。

理科年表オフィシャルサイトより。

HETE-II NASA/MIT (Oct.2000-Mar.2007)

GRB030329/SN2003dh
Hjorth et al., Nature, 423, 847 (2003)
VLT (ESO) チリ望遠鏡でフォローアップ

GRB
EnergyNormal!
初めはOptical Afterglowが卓越。

次第に超新星成分が卓越（超新星はピークが後に来る）。
スペクトルがSN1998bwとそっくりだった！

GRB031203/SN2003lw

By Integral/NTT

Malesani et al. 2004

GRB
Energy可視光域で超新星成分による再増光

実線がSN2003lw (17, 27日後)
点線がSN1998bw(13.5, 23.5日後)

SWIFT, NASA (Nov. 2006-)
BAT:
視野 ２ステラジアン
15-150 keV

XRT
0.3-10 keV
位置決め、残光観測
UVOT
紫外線ー可視光(170-600) nm.
位置決定精度 0.2-0.3秒角。
スペクトル機能も一応あり。

位置決定も衛星でやってしまう。 → 高速化。

GRB100316D/SN2010bh

SN2010bhはTypeIbc型の極超新星

et al. 2012

GRB130427A/SN2013cq Xu et al. 2013
GRB

SN

1392Mpcガンマ線バーストと一緒に起こる
スライドは
超新星は極超新星が多い 前田氏(京大)
超新星の明るさ（絶対光度）

極超新星はふつうの超新星より１０倍位明るい。
全てロングガンマ線バースト。
全てType Ic/Ibc型超新星。

ふつうの超新星爆発からの時間（日）ガンマ線バーストのコンピューターグラフィクス NASAのホームページより

ガンマ線バーストの発生頻度 <<超新星の発生頻度
Z=0 (現在)のガンマ線バースト発生頻度を考えると、

c.f. 重力崩壊型超新星の発生頻度銀河系一個あたり、約100年に一度。
Type Ib/cに限ると約1000年に一度。

近傍銀河（<200Mpc）で起こったType Ib/c SNe 約200個の電波観測のうち、GRB radio afterglowらしきもの(Off-Axis含む)を示したのは10%未満、という報告もある (Soderberg et al. 07)。

2010

まとめ：超新星とガンマ線バーストの関係• 少なくとも一部のガンマ線バーストは超新星と一緒に起こっている。
• その超新星は今のところ全てType Ib/c型。
• その超新星は極超新星であることが多い。
• 今のところ以上の発見は全てロングガンマ線バースト。
• ガンマ線バーストの発生頻度はType Ib/c型超新星発生頻度より（ずっと）小さい。
GRB

Type Ib/cSN

ガンマ線バーストの親銀河
Fruchter et al. Nature 2006

重力崩壊型超新星の親銀河例
Fruchter et al. Nature 2006
In Fynbo, Malesani, Jakobsson 2013,“GRBs host galaxies have been foundto be predominantly young, activelystar-forming and subluminous. ”

同論文にて、Metallicityについても言及あり。
以前はLow-Metallicityな親銀河が多いと報告されていたが(Stanek etal. 2006 etc)、最近はHigh-Metallicityのものも見つかってきており（Schulzeet al. 2014 etc）、結論しにくい。

親銀河のMetallicity（金属量）
Graham & Fruchter 13
Metal 高Metal 低親銀河暗い親銀河明るいショートガンマ線バーストについて
By Swift/HST.

Fong et al. 2010

今のところ超新星のような対応天体は見つかっていない。
親銀河の中心からかなり離れたところで良く発生しているようにも見える(同定した10個のShort GRBの平均で～5kpc away from the center)？
Swiftの時代にShort GRBsも宇宙論的距離にあると確定した。

KilonovaとShort GRB130603B
Tanvir et al. Nature 2013

9日後

30日後

差分
可視光
上限のみ

赤外光
差分あり

R-process元素合成のDecayが熱源か？

9日後

完