Swift+HETE 時代の
ガンマ線バースト研究河合 誠之 (東工大理)
 Long GRB ~超新星/Collapsar
 標準光源：宇宙論パラメータ
 最初の3時間
 短いGRB (magnetar flare or NS merger?) 高赤方偏移GRB
1

2005: Exciting Year 2004/12/27 Giant Flare of SGR1806-20
 Geotail, NMA (野辺山ミリ波干渉計)

 Short GRB: 050509B, 050709,050724
 Swift, HETE-2, Subaru, HST, etc.

 Most distant GRB 050904 at

z=6.3
 Swift, Subaru

2

HETEHETE-2

GRBAlert
NetworkGamma-Ray Burst
S bandData andCommands

VHF
Localization Alerts
Secondaryground stations

Primary Ground Stations(Singapore, Kwajalein, andCayenne)

InternetControl Center(MIT)InternetObservatories

GCN(Gamma-Ray Burst
Coordinate Network)3

Swift 史上最強のγ線バーストミッション
 2004年11月打上〜(+3 years)
 〜100 GRB observations/year バースト検出＋Ｘ線・光学追跡 ほとんどのGRBにX線残光  追跡観測 弱点：狭いバンド幅 (15-150 keV): Epeak決定が難しい


Cf. HETE-2 : 2-400 keV

4

Short Hard GRB--- Merger???

5

shortShort-hardGRBslonghard
BATSE
SampleNo optical counterpart
Origin Neutron star merger?
 Magnetar flare?
 Supernova?
soft0.01

11000 6

SGR0520-66 giant flare on 5 Mar 1979

Elongatedpulsating tails

Mazets et al. 1979

8.1s oscillation

sec after onset



SGR1900+14 giant flare on 27 Aug 1998
Hurley et al. 1999

5.16s oscillation

sec

VeryINTEGRAL
intenseinitial spikes

SGR1806-20 giant flare on 27 Dec 2004
Mereghetti et al. 2005

precursor

7.56s oscillation

70200

400 sec

GEOTAIL/LEP
Giant flare of SGR1806-20 on Dec
27, 2004
 Oscillatory tail: Etail~1044 erg

Geotail LEP

Similar for three giant flares

Gamma ray counts

 Emission almost isotropic

SGR1806-20
(not collimated unlike GRBs)
Lightcurvein thelinear scale Total energy: 3 x 1046 erg
cf. Emag=1.7x1047 B152R63 erg

 Peak luminosity: 3 x 1047 erg/sInstant release of magnetic twist inthe crust (???)

 Blackbody, kT=175 keV

msec after the onset

8

GRB 050509B detected by Swift
Gehrels et al. 2005

First detection of X-ray
afterglow from short GRB
Gehrels et al. 2005

9

Association with an elliptical galaxy at z=0.225:
possible, but not definite
X-ray afterglow error circle

z=0.225
Ellipical galaxy
SFR < 0.1 Msun/yrS-Cam (Kosugi, Takada, Furusawa, Kawai)z = 0.2249 +/- 0.0008

Bloom et al. 2005 10

GRB050709 localized by HETE-2

z = 0.16
X-ray afterglow candidate
http://www.astro.ku.dk/~brian_j/grb/grb050709.94/

CISCO (Kosugi, Aoki, Kawai, …)

http://space.mit.edu/HETE/Bursts/GRB050709/
11

GRB 050709: 位置決定、
Ｘ線残光と可視光残光
Fox et al. 2005

ChandraHST

z=0.160
Dwarf irregular galaxy
SFR = 0.2 Msun/yr12

GRB050724 localized by SwiftBarthelmy et al. 2005

13

GRB 050724 afterglowz=0.257
Ellipical galaxy
SFR < 0.02 Msun/yr
Berger et al. 2005

Fast decay:Decay index < -1.9

Barthelmy et al. 2005

14

距離が既知のγ線バーストの赤方偏移と放射エネルギーの分布（矢印：短いバースト）
Isotropic
radiatedgamma-rayenergy

Fox et al. 2005

X-ray afterglow
luminosity at
10 hours after
the burst

15

ガンマ線バーストの起源
モデルとの比較
仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い 星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）
数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒
秒

若い 星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域
付近

<1秒秒

コラプサー

高密度星の合体年齢古い中性子星または中性子星または
古い 星
星形成と星形成と無関係：
無関係：
ブラックホールのブラックホールの（数千万年～銀河の数千万年～銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に数十億年以上））
どこでも数十億年以上
よる衝突
よる衝突

<1秒
秒

16

ガンマ線バーストの起源
モデルとの比較 長いバースト
仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い 星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒
秒

若い 星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域
付近

<1秒
秒

コラプサー

高密度星の合体

年齢

古い中性子星または中性子星または
古い 星
星形成と星形成と無関係：
無関係：
ブラックホールのブラックホールの（数千万年～銀河の数千万年～銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に数十億年以上））
どこでも数十億年以上
よる衝突
よる衝突

<1秒
秒

17

ガンマ線バーストの起源
モデルとの比較 短いバースト
仕組み
仕組み

発生場所

継続時間

大質量星の大質量星の最期の最期の若い 星
重力崩壊による重力崩壊による（数百万年以下）
数百万年以下）
大爆発

星形成領域

>10秒
秒

若い 星
マグネター 超強磁場中性子星
数千万年以下）の星全体規模の星全体規模の （数千万年以下）
巨大地震のフレア

星形成領域
付近

<1秒
秒

コラプサー

高密度星の合体

年齢

古い中性子星または中性子星または古い 星
星形成と星形成と無関係：
無関係：
ブラックホールのブラックホールの（数千万年～銀河の数千万年～銀河の重力圏内連星の連星の軌道縮小に軌道縮小に数十億年以上））
どこでも数十億年以上
よる衝突
よる衝突

<1秒
秒

18

Localized short GRB in 2005
GRB050509B050709 (HETE)
050724050813050815050906050925051105A
051103 (IPN)
051114051210051221A

T90 (s) log Flu.

X AG

0.04
0.07
3
0.6
2.8
0.13
0.07
0.28
0.17
2.2
1.4
1.4

Yes
Yes
Yes
n/a
Yes
<8e-14<3e-14?
n/a<2e-14Yes
n/a-7.9-6.4-5.9-7.4
-7.0
-8.1
-7.1
-7.7-4.6
-6.9
-7.1
-5.9

Opt

Redshift

HostYesYes

0.225 (?)
0.16
0.257
1.8/0.72?

elliptical?
SF irr.
elliptical

130Mpc ?

IC328?

4Mpc (?)

M81?

0.547

SFGYes19

Correlation of short GRBs withTanvir et al. 2005
nearby galaxies
SGRB vs. early type galaxies
SGRB vs. all galaxies
SGRB vs. all galaxies

20Summary of short GRB study Association with early-type galaxies andstar-forming galaxies
 Energy scale smaller than long GRBs
 Distant scale smaller (but …)
 Upper limits for supernovae Likely a mixed bag
NS-NS/BH merger(gravitational wave)
 Magnetar flare(oscillating tail) Collapsar(supernova)
 Accretion-induced collapse(?)
21

高赤方偏移のGRBは見える
見えた22

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
23

High-z quasars
are difficult tofind:
19 SDSSquasars withz>5.7

Fan et al. 200524

© Nial Tanvir

25

Swift GRBs: fainter and more distant

Berger et al. 2005

Jacobsson et al. 2005

26

Subaru spectroscopy of theafterglow of GRB050904

27

GRB000131 previous record:
z=4.50Andersen et al. 2001

Table 1. Spectral data from BATSE
Peak Flux: 7.89 ± 0.08 ph cm−2 s−1 (46–313 keV; 1.024 s)
Fluence: (3.51 ± 0.08) 10−5 erg cm−2 (26–1800 keV; 137 s)
Duration: T90 = 96.3 s (error 1 s)
T50 = 30.7 s (error 1 s)
Time-averaged Epeak = 163 ± 13 keV
spectral Low-energy index = −1.2 ± 0.1
parameters: High-energy index = −2.4 ± 0.1

Andersen et al. 2001

28

GRB 050904
a long burst (T90 = 225 s) detected by Swift on 4 September

2005, 01:51:44 UT6.

[Cummings et al., GCN 3910]

High Redshift?
No detection in the optical band
relatively bright afterglow in the near infrared

Palomar60”60” (t0 + 3.5 hours):
R>20.8 mag,mag, I>19.7 mag
SOAR (t0 + 3 hours） J≈17.5 mag 5.3<z<9.0
ESO VLT (J,H,K,I)
 5.98<z<6.47
cf. previous record： z=4.50[Fox and Cenko, GCN3912][Haislip et al GCN 3913.][Haislip et al. GCN 3914][Antonelli et al. GCN 3924][Andersen et al., (2000)]29

Swift detection
GRB 050904 GRB 050904
was a long burst (duration T90= 225 s) detected by the Swiftgamma-ray burst satellite on 4
September 2005, 01:51:44 UT6,

Cusumano et al.
astro-ph/0509737

30

Swift XRT lightcurve

Watson, D. et al.
astro-ph/0509640

Watson, D. et al.
astro-ph/0509640

31

SOAR etc.:

Haislip et al.astro-ph/0509660

z = 6.30 ± 0.07
β =1.25±0.25

32
VLT:Tagliaferi et al. :astro-ph/0509766

t=150-978

Prompt optical flash
with Tarot
Boer et al. 200533

Collaborators
George Kosugi, Kentaro Aoki,
Toru Yamada, Takashi Hattori, (NAOJ),
T. Totani, K. Ohta （Kyoto Univ.）, M. Iye, Y.
Mizumoto, J. Watanabe, W. Aoki, H.
Furusawa, H. Terada, T. Takada, T.
Ogasawara, Y. Shirasaki, K. Sekiguchi, J.
Noumaru (NAOJ), R. Sato, Y. Yatsu (TokyoTech), T. Tamagawa, M. Suzuki (RIKEN),
A. Yoshida (AGU), N. Kobayashi, K.
Nomoto （Univ. Tokyo）, K.Kawabata(Hiroshima Univ.), K. Hurley (UCB)34

Subaru Images

z’(AB) = 23.71± 0.14 mag,No detection in Ic band.
 Ly break at 8500–9000 A° .

35

Spectrum at t=3.4 dLyα breakz ≈ 6.3
z = 6.295±0.002

SIIOICII

SiII SiII*36

comparison with high-z
quasar
GRB 050904
z=6.295
Subaru FOCASWhite, R.L. et al., AJ 126, 1 (2003)

37

Damping wingof Ly α and Ly βDLAIGM

38(Totani et al. astro-ph/0512154)

Damping wingof Ly α and Ly β
solid curve: DLA model(log NHI=21.6, z=6.295)
dashed curves: IGM model(zIGM,u = 6.295, xHI = 0.01,0.2, 1.0)
dot-dashed curve:
IGM-dominated model(zIGM,u = 6.36 and xHI = 1.0)

Inconsistent with IGM-dominated model
Best-fit: DLA with log NHI=21.3, z=6.320
Upper limit for neutral fraction: xHI<0.639(Totani et al. astro-ph/0512154)

Identification of absorption lines

Log NHI=21.3[S/H]=-1.0
ne=200 cm-3

[Si/H]=-2.6[O/H]=-2.3

size ~ 0.4 (0.1HI/H+) pc[C/H]=-2.440

Lyman α optical depth

Lyβより
Lyαより
7500—7600 Aのtransmission

8100—8300 Aの
transmission

41

Conclusions and implications
Firm and precise identification of the highest known
redshift of GRB z=6.295

Measurement of gas content (neutral hydrogencolumn density, metallicity, ionization, …) at z>6galaxyEvidence for localized heavy elements

if CBM, high z GRB in low Z galaxy may be identifiable withmetal absorption lines

Confirmation that GRB is a powerful probe forcosmology: very high z GRB may be very bright

Re-ionization of the Universe can be probed with low
NHI GRB at z>642