ガンマ線バースト最初の三時間
井岡 邦仁 (京大理)、当真 賢二（京大理）、山崎 了（広大理）、中村 卓史（京大理）
はじめに２００４年１１月２０日に Swift 衛生が無事打ち上げられた。X-Ray Telescope (XRT)の冷却装置が故障するなど若干のトラブルはあったものの、その後ガンマ線バースト（以後 GRB）の研究は驚くべき早さで発展している。主要な発見、進展を挙げてみると、
１．予想外の初期エックス線残光の振る舞い。
２．エックス線残光におけるエックス線フレアの発見。
３．Short GRB の残光発見と母銀河の同定。
４．高赤方偏移での GRB の発見（GRB 050904 @ z ∼ 6.3）。
５．即時光学/赤外閃光の発見。
６．Dark GRB の観測（逆行衝撃波が意外と暗い GRB を多数観測）。
７．2004 Dec 27 SGR 巨大フレアの観測。などである。さらなる発展は現在進行形で進んでいる。
これら観測の進歩にともない、GRB の理論的理解も飛躍的に進んでいる。と同時に新たな謎も生まれつつある。本講演では、特に上に挙げた最初の２つの発展に関して理論的な理解がどのように進んだかを紹介する。
最初の三時間
これまで GRB の残光のほとんどは GRB がおこってから三時間以上遅れて観測されていた。Swift 衛星によってはじめて最初の三時間の様子が明らかになりはじめた。その結果はこれまでの予想を覆すものであった。
三時間以降の観測から残光の標準モデルが確立されている。標準モデルを単純に適用すると、エックス線の初期残光は単に三時間以降の ∼ t−1 の光度曲線を延長したものになると予想される（図 1 参照）。ところが観測されたエックス線の初期残光は次の３点で予想を裏切った。
１．最初の約 ∼ 100 sec、∼ t−3 ぐらいで急激に減光する。
２．その後 ∼ t−0.5 ぐらいで平坦になる。
３．約半数の残光に短時間だけ明るくなるエックス線フレアが見つかった。
それぞれどのように理解すればよいのであろうか？
Steep decay
初期の急激な減光は GRB の続きを見ていると考えられる。GRB の後すぐには放射は暗くならない。これは放射するシェルがたとえ突然光を出さなくなっても、シェルの表面が曲がっているので視線軸から離れたところの光が遅れてやってくるからである。時間が経つにつれてシェルの外側が見えてくるが、シェルの外側で出た光はほとんどが相対論的ビーミングによって我々とは別の方向に放射される。それゆえ時間が経つにつれてどんどん減光する。球対称なシェルを考えれば、相対論的な力学からフラックスがFν ∝ (t − t0 )−α ν −β ∼ (t − t0 )−2−β ν −β ∼ t−3 ,1(1)੍ᗐԚ:TC[HNCTG
V~U

Ԙ~VV~Uԙ~V~V

図 1: エックス線残光のおおまかな光度曲線。Swift 衛星の XRT の観測に基づく。に従うことが導ける。ここでエックス線領域ではスペクトルの冪が β ∼ 1 であることを使った。ただし Fν ∝ t−3 の冪 −3 は時間の原点 t0 の取り方に若干依存する。減光の早さ
t−3 はジェットが減速した場合の減光 t−2 よりも急であることに注意したい。
時間が経つにつれてシェルの外側が見えてくるので、初期の減光はよく分かっていない
シェル構造の情報を与えてくれる（Yamazaki et al. 2005）。図 2 ではシェルが一様な場合と外側が冪で暗くなる場合の初期減光の早さを計算した。二つを見比べると、外側が冪で暗くなる場合のほうが減光が早いことがわかる。
エックス線フレア
残光の変動の主な原因としては次のようなものがある。
１．まわりの密度の非一様性。
２．残光をつくるジェット表面の非等方性。
３．残光をつくるジェットに、同時にでた速度の遅いジェットが追いついて衝突する。
４．中心エンジンが長時間（フレア時まで）活動していてエネルギーを供給する。
この中でエックス線フレアのような短くて大きな変動をつくれるのは最後の長寿命エンジン説のみである（図 3 参照）。力学的な議論から、密度変化などでは短くて大きな変動を作れないことを示せる（Ioka et al. 2005a）。短い変動をつくるにはジェット表面の小さな領域が変化しなくてはいけないが、小さな領域では大きな変動をつくりにくいというのが本質である。
2104102102

1FX (2-10 keV) [arbitrary unit]

FX (2-10 keV) [arbitrary unit]

104

T -4

10-2
T -310-4

1T -5

10-2
10-4
10-6T -6-610

1101001Time after onset of burst [sec]101001000

Time after onset of burst [sec]図 2: 初期減光の理論計算。放射するシェルが一様な場合（左）と外側が冪で暗くなる場合（右）を調べた。右側の減光の方が早いことがわかる。いくつか線があるのはジェット状のシェルをいろいろな角度から見たものである（Yamazaki et al. 2005）。

つまりエックス線フレアは、一時間から長いものは一日ぐらいも中心エンジンが活動していることを示している。中心エンジンの活動時間は、中心のブラックホールへの降着時間ぐらいと考えられているが、どのようにして一日も続くのかは良く分かっていない。

図 3: 残光変動の力学的制限。縦軸が変動量で横軸が変動時間。∆t/t ∼ 0.1、|∆Fν |/Fν ∼ 10–100を持つエックス線フレアはまわりの密度変化などではつくれない（Ioka et al. 2005a）。

Shallow decay
最後に平坦残光について考えよう。これがもっともよく分からない。減光の冪が −1 よりも大きいので積分エネルギーはほとんど後半出る点に注意しよう。
第一の可能性は、なんらかのエネルギー供給があって減光がゆっくりになった可能性である。同時にでた速度の遅いジェットが追いつくか、エンジンが長寿命であればよい。この考えの場合、GRB でのガンマ線の放射効率が異常に（> 70–90%）高くないといけな3

い。そうでなければ、エネルギーが供給される前の残光にくらべて GRB は観測ほど明るくなれない。このような高い放射効率は理論的に大変考えにくい。
第二に、ジェット表面が非一様な場合も初期残光を暗くできる（図 3 参照）。実はこの場合もいろいろ調べてみるとガンマ線の放射効率は高くないといけない（Toma et al. 2005）。




32A
452’3’4’LX(rest frame, 2-10 keV) [erg s-1]



B



5’





 

t [sec] 



図 4: 非一様ジェット（左）による残光の計算（右）。時間が経つにつれ視線周りの構造が見えてくる。視線方向の残光が暗ければ平坦残光が実現される（Toma et al. 2005）。

第三には、逆転の発想で、残光の放射効率が初期に悪いという可能性もありえる（Iokaet al. 2005b）。標準モデルでは陽子のエネルギーが何らかの理由で電子に渡されて電子が光ると考えるが、この物理過程はまだ良く分かっていない。初期にあまり電子にエネルギーが行かなければ平坦残光が実現される。この場合、GRB の放射効率は通常通りでよい。ただし、後半は標準的な残光につながるので、残光の放射効率は時間変化する必要がある。
第四は、GRB が起こる数時間前に小さな相対論的爆発が起こる可能性である。事前の爆発によって周りの物質は外向きの速度を持つので、後からくるジェットが衝突しても通常より暗くなり、平坦残光を実現できる。事前の爆発のエネルギーは小さくても良いのでGRB の放射効率は通常通りでよい。この場合、事前の爆発による暗いプリカーサーが予言される。
どれが本当の原因か、それとも別の可能性があるのかはまだ分かっていない。今後の初期多波長観測が鍵になると思われる。

References
Ioka, K., Kobayashi, S., Zhang, B. 2005a, ApJ, 631, 429
Ioka, K., Toma, K., Yamazaki, R., Nakamura, T. 2005b, astro-ph/0511749
Toma, K., Ioka, K., Yamazaki, R., Nakamura, T. 2005, astro-ph/0511718
Yamazaki, R., Toma, K., Ioka, K., Nakamura, T. 2005, astro-ph/0509159

4