飛翔体搭載ガンマ線偏光検出器の開発とガンマ線バーストの放射機構の研究
米徳大輔（金沢大学 理工研究域）	  	  村上敏夫（金沢大）、郡司修一 （山形大）、 三原建弘 （理研）、 	  當真賢二 （大阪大）、IKAROS-­‐GAP	  チーム	

第６回（平成２５年度）宇宙科学奨励賞授賞式 (2014/03/11)	

1	

ガンマ線バースト (GRBs)	  a=erglow	  Count	  Rate	  (cnt	  sec-­‐1)	  prompt	  emission	  Time	  since	  GRB	  trigger	  (sec)	  ■ 数秒～数100秒に渡る突発的ガンマ線放射	  ■ 典型的なガンマ線エネルギーは数100keV	  	  	  	  	  	  	  (Fermi	  で GeV	  放射も観測されている)	  ■ 等方放射を仮定すると1054	  erg	  に達する宇宙最大の爆発現象 	  ■ 時間のベキ関数で減光する残光を伴う	  ■ 遠方宇宙で発生 (Swi=	  衛星時代の平均赤方偏移は z	  ～ 2)	
2	

理論モデル (相対論的火の玉モデル)	
？ ガンマ線	  ？ X線	  ○ 可視光	？ X線	  ○ 可視光	  ？ 赤外線	  ？ 電波	Inter-­‐Stellar	  Medium	  Γ	  >	  100	Central	  engine	

Internal	  Shock	  (prompt)	  External	  Shock	  (a9erglow)	  ■ ローレンツ因子Γ>100（光速の99.99%以上）の相対論的ジェット	  ■ 内部衝撃波（アウトフロー同士の衝突）：プロンプト放射	  ■ 外部衝撃波（アウトフローと星間物質の衝突）：残光	  	  	  	  	  	  どちらも加速電子によるシンクロトロン放射で輝くという理論モデル	  到来方向、時間変動、光子のエネルギー（スペクトル）	  これまでに何千例ものGRBを検出してきたが、	  依然としてガンマ線放射のメカニズムが良くわからない	
もうひとつの電磁波の性質である偏光に注目	
3	

過去の観測 –	  RHESSI	  ＆ INTEGRAL	  –RHESSI	  	INTEGRAL	  (SPI)	  RHESSI	  :	  GRB021206から、偏光度 Π=	  80±20%	  で検出 (0.15	  –	  2	  MeV)	  コインシデンスが取れておらず、独立な解析からは検出できなかった。	

INTEGRAL	  :	  Π	  =	  63±31%	  (	  2σ	  ) (100	  –	  350	  keV)	  	  複雑なパターンのため検出器の系統誤差を定義できない。	

幾何学的形状が簡単で、同期イベントを処理できることが重要	
4	

GAmma-­‐ray	  burst	  Polarimeter	 70	  –	  300	  keV	  で偏光測定	
■ コンプトン散乱の散乱異方性を測定	  ■ 幾何学的な対称性が高い	

r0 : 古典電子半径	
E0 : 入射光子のエネルギー	
E : 散乱光子のエネルギー	
散乱ガンマ線の強度	

■ 100%	  polariza_on	  □ 0%	  	  	  polariza_on	

0	100		  200	

散乱角度	300	5	GAP	  フライトモデル	

GAP-­‐P	  (電源)	

6cm,	  	  160g	

20	  cm,	  	  3.7kg	  5W	  未満	

GAP-­‐S	  (センサー)	

6	

IKAROS	

Launched	  	  May	  21,	  2010	  Interplanetary	  Kite-­‐cra=	  Accelerated	  by	  Radia_on	  Of	  the	  Sun	

7	

Konus,	  Fermi,	  Swi=,	  WAM,	  Integral,	  Mess.	

Data	  Samples	
No.	

GRB	

Fluence	   incident	  (erg/cm2)	 angle	  Other	  Obs.	  

No.	

a	  8.8×10-­‐5	93	

K,F,W,
M	

16	 110124A	

2	 100715A	

19	K,I,W,M	 17	 110301A	

3	 100719B	

145	

K,F	

18	 110406A	

4	 100722A	34	K,F	

19	 110423A	

5	 100804A	

63	K,F	20	 110428A	

6	 100809A	

-­‐	K	

7	 100820A	

34	1	 100707A	

GRB	

a : 10-1000 keV	c : 20-5000 keV	b : 20-10000 keV	 d : 20-200 keV	

Fluence	   incident	  (erg/cm2)	 angle	

Other	  Obs.	

-­‐	K,W	a	  3.7×10-­‐5	48	

K,F,W	b	  4.8×10-­‐5	133	

K,W,I,Sw	-­‐	K	

109	

K,F,W,Sw	

21	 110505?	

-­‐	?	

K,F	

22	 110510?	

-­‐	?	-­‐	K	a	  2.3×10-­‐5	8	 100826A	

b	  3.0×10-­‐4	20	

K,F,W,
M	

23	 110514	

9	 101014A	

a	  2.0×10-­‐4	54	K,F	

24	 110604A	

c	  3.1×10-­‐5	43	K,W,Sw	

10	 101021A	

41	K,F	25	 110625A	

b	  6.1×10-­‐5	41	K,F,Sw	

11	 101113A	

26	K,F	26	 110708A	

d	  2×10-­‐6	67	

K,F,Sw	

K,F,I,Sw	 27	 110715A	

b	  2.3×10-­‐5	88	

K,W,Sw	

25	F,K	

30	

K,F,I,M	

12	 101123A	

a	  1.3×10-­‐4	13	 101126A	
14	 101219A	

74	62	b	  3.0×10-­‐6	52	

K,F	
K,Sw	

28	 110717B	
29	 110721A	

a	  3.5×10-­‐5	8	

GRB100826A	
Yonetoku	  et	  al.	  (2011)	 Modula_on	  2	  マップ	 CConﬁdence	  C
ontour	Δχ
Modula_on	  Curve	
urve	Interval-­‐1	Interval-­‐2	T90	  ~	  100	  sec	Coincidence	  ACCngle	  ount	  counts)	
Coincidence	  ount	  ((counts)	
Polariza_on	  (degree)	

Count	  Rate	  (counts/sec)	

非常に明るいバースト (F	  =	  3.0x10–4	  erg/cm2	  )	Time	  since	  GRB	  trigger	  (sec)	

偏光度	  	  Δχ2	  	Interval-­‐1	  Interval-­‐1	  4821	  4821	  pphotons	  hotons	  (polari.	  
(polari.	  ddata)	ata)	  χ2	  =	  21.8	  for	  19	  d.o.f	

Interval-­‐2	  Interval-­‐2	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  		2733	  pphotons	  2,733	  hotons	  (polari.	  ddata)	  ata)	
(polari.	  

α	  .3	  α	  ==	  	  -­‐-­‐	  	  11.3	  β	  β	  ==	  	  -­‐-­‐	  	  22.1	  .1	  	  	  Ep	  eV	Ep	  ==	  606	  06	  kkeV	

Scaiering	  ((degree)	
Polariza_on	  Dngle	  egree	  (%)	Scaiering	  AAngle	  degree)	

偏光角	

(検出器の系統誤差を含む)	

Interval-­‐1	  P	  =	  25±15%	  (95.4%	  C.L.)	

PA	  =	  159±18	  deg	Interval-­‐2	

P	  =	  31±21%	  (89.0%	  C.L.)		  	  PA	  =	  75±20	  deg	同時解析	P	  =	  27±11%	  (99.4%	  C.L.)	

有意性	  3.5σ	  	  (>99.96%)	  9	

T90	  =	  7	  sec	

Polariza_on	  Angle	  (degree)	

GRB110301A	  &	  GRB110721A	

GRB110301A	
P	  =	  70±22%	   GRB110301A	
PA	  =	  73±11	  deg	  3.7σ	  (99.98%)	  α	  =	  -­‐	  0.81	  1,820	  photons	  β	  =1	  -­‐0	  	  2d.70	  	  χ2	  =	  14.0	  for	  .o.f	
(polari.	  data)	
Ep	  =	  107	  keV	
Polariza_on	  Degree	  (%)	・ 高い有意度で偏光を検出	  ・ 時間分割して解析を行ったが、	  	  	  	  	  偏光角の変化は確認できなかった	

Polariza_on	  Angle	  (degree)	

T90	  =	  11	  sec	

GRB110721A	
GRB110721A	
P	  =	  84(+16,	  -­‐28)	  %	  =	  160±11	  1,092	  pPA	  hotons	  α	  =d	  -­‐eg	  	  1.0	  (99.90%)	  (polari.	  3.3σ	  data)	  β	  =	  -­‐	  2.0	  	  χ2	  =	  7.3	  for	  Ep	  10	  =	  d3.o.f	
93	  keV	
Polariza_on	  Degree	  (%)	10	100715< 833019
用しない。表 6.1 で示す fluence および flux は 5 章で計算した GAPの観測帯域に影響あると思われる

101014< 713054181
20 keV∼ 600 keV で換算した fluence と photon flux を示している。
GAP もしくは、他の衛星の観測か解析結果のまとめ	  101123

表 6.1GRB

偏光度 Π

継続時間 T入射角 θ100826
110721110301
110825110625100715101014101123(%)
27 ± 1184+16−2870 ± 22
< 47< 56< 83< 71-(sec)
50.5a
1171227303017(◦ )2030
482941195474

GAP の解析結果-

1774

4a 前半と後半の継続時間をたして平均をとった 101/2 sec

Epfluenceflux
ら分かっているパラメータと解析によって得られた偏光(keV)(erg cm−2 ) (photon cm−2 s−1 )のようなパラメータと関連付けし見ていく。偏光解析に際に積分した観測時間
606+134
2.94 × 10−4 T 、偏光解析に用いたコインシ
9.03−109
及び GAP のエネルギー帯域に換算した
Fluence など
375.5+26.5
3.43 × 10−5
6.71
−23.6
106.80+1.85
3.35 × 10−5
75.59
−1.75
233.6+21.9
5.06 × 10−5
6.16−19.9
190+17
6.09 × 10−5
8.21−14181.40+5.66
1.88 × 10−4
3.74−5.44476+11
1.28 × 10−4
4.28−11a 前半と後半の継続時間をたして平均をとった■GRB100826Aでは前半と後半で偏光角の変化あり(99.9%	  信頼度)	  101/2 sec■ GRB110721A、GRB110301Aでは偏光角の変化なし	  ら分かっているパラメータと解析によって得られた偏光度との相関がどのようなものになっているか以下のようなパラメータと関連付けし見ていく。偏光解析に用いたコインシデンスヒットパターンを作成する同時に説明できる	  偏光している	  及び GAP のエネルギー帯域に換算した Fluence などの各種パラメータと解析によって示した偏光度 Π
偏光角の変化の有無	
放射モデルが好ましい	  

際に積分した観測時間 T 、偏光解析に用いたコインシデンスカウント、他衛星の解析により得られた Ep
11	Koide	  2009	

12	

ジェットを駆動するための	  らせん状の磁場構造	

正面	

偏光	正面	

偏光	ジェットの開き角 θj	  	  	  相対論的ビーミング効果 1/Γ	
ジェット全体ではランダムだが、	  局所的には穏やかに揃った磁場	
偏光角の時間変化は、	  1/Γ	  よりも小さなスケールのパッチが	  存在すると良い。	  

ジェットには内部構造があるだろう	

13	

ジェットの開き角と	  偏光角の変化	

θj	  <	  1/Γ	  ～	  0.01	  rad	
ジェット全体が見えるので	  偏光角の変化が作れる	θj	  >	  1/Γ	  ～	  0.01	  rad	
ジェットの一部だけを見ているので	  偏光角は大きくは変化しない	 14	

ガンマ線バーストの想像図	

(1) 重い星が爆発してブラックホールが誕生すると、	  中心からほぼ光速のジェットが飛び出す。	  
(2)	  「ガンマ線の偏光が検出された」ことから、	  放射領域には数万ガウス程度のよく揃った	  強磁場が存在していると考えられます。	  
背景の図において、ジェット内部の赤線は	  強磁場を表現したものです。	  

(3)	  「偏光方向が短時間で変化した」ことは、	  ジェット内部にはガンマ線を作り出す領域が	  	  	  	  	  	  	  いくつか点在していて、それぞれの磁場の	  向きは異なっていると考えられます。	  
(4)	  電子・陽電子が強磁場に絡みつくことで	  	  	  	  	  	  	  ガンマ線を作り出していると考えるのが自然です。	

15	

まとめ	■ IKAROS	  探査機に GRB	  偏光検出器GAPを搭載した	  	  ■ 3例のプロンプト放射からガンマ線偏光を検出した	  	  そのうち1例では偏光角が大きく変化、	  	  	  	  	  	  残りの2例では有意な変化は確認できていない。	  	  ■ Prompt	  GRB	  の放射メカニズムは	  	  	  	  	  	  	  シンクロトロン放射である可能性が高い	  	  	  	  	  	  	  （ただし、その他の理論モデルを棄却できたわけではない）	  	  ■ 偏光角の変化から	  	  	  	  	  	  	  ガンマ線の放射領域は 1/Γ	  よりも小さいスケールの	  内部構造（パッチ構造）があると考えられる。	  
16	

謝辞	
■ GAP	  プロジェクトの共同研究者	  村上敏夫先生、郡司修一先生、三原建弘先生、歴代の学生さん	  ■ IKAROS	  プロジェクトに関与した全てのみなさま	
■ 若狭湾エネルギー研究センター（プロトン照射試験）	  放射線医学総合研究所（プロトン照射試験）	  東京都立産業技術研究センター（ガンマ線照射試験）	  石川県工業試験場（振動試験）	  高エネルギー加速器研究機構（高偏光X線照射実験）	  宇宙科学研究所 スタッフのみなさま	■ 小さな GAP	  プロジェクトに注目していただき、	  本賞に推薦してくださった堂谷忠靖先生	
■ 生活を支えてくれた母	
■ 心を支えてくれた７匹の猫	■ 結婚前から現在まで優しい気持ちで包んでくれている最愛の妻