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ガンマ線バースト放射機構

阪大宇宙進化研
當真賢二(Toma Kenji)

理論懇シンポジウム「理論天文学宇宙物理学の革新」 2011/11/5-7 @ 国立天文台

ガンマ線バースト（GRB）

Non-thermal or
quasi-thermal
バースト放射の光度曲線の例

バースト放射のスペクトルの例？

星の崩壊 orコンパクト星の合体

内部衝撃波 or
磁気リコネクション

Thomson thinThomson thickphotosphere放射
回転コンパクト星＋降着円盤（＋コロナ？）

電子シンクロト
ロン放射

残光の光度曲線の例
外部衝撃波

電子シンクロトロン放射

陽子による放射相対論的速度ジェット(Paczynski; Piran; Meszaros; Rees, … 1986-)観測・理論の革新
観測：- Fermi衛星 (8keV – 30GeV; 2008/6~)→ GeV領域で新しいスペクトル成分、GeV放射の遅れ

今回はこの点に注目- GAP(GAmma-ray burst Polarimeter) (70keV – 300keV; 2010/5~)→ 最も信頼性の高いガンマ線偏光検出、日本の小規模ミッション- CTA計画 (30GeV – 100TeV; 2017?) → MAGIC, HESSの10倍の感度- MeVイメージング（低雑音）検出器の開発、気球実験成功（京大）。
→ 衛星規模ではz=20, Eiso=1e53 erg GRBsも検出可能（詳しくは谷森氏へ）
理論：- (G)RMHDシミュレーション (McKinny, Hawley, Komissarov, ...)
→ 中心付近の磁場・密度構造、遠方での加速機構の新しいイメージ→ 磁場ジェットからの放射の再考- ジェットの光球放射の再考 (Meszaros, Ioka, Beloborodov, Levinson, …)→ バースト放射はthermal + Compton scat.かsynchrotronか（キーポイントの一つは放射（散逸）効率。光球モデルのほうが有利）（前回の理論懇の井岡氏講演も参照）

Fermi衛星の結果による理論の進展- ジェットのBulk Lorentz factorの制限
ソース内での γγ → e+e- 反応
One-zone → Γ >~ 700
Multi-zone (or thin-shell) → Γ >~ 200(Granot+08; Aoi+10; Zou+11; Hascoet+11)

GRB 090926A→ CTAによる>20GeV観測で、より精度良くbreak energy, break shape（とその時間変化）を決定できる(Ackermann+11)- バースト放射機構(KT, Wu & Meszaros 2011)

内部衝撃波

PhotosphereThomson thin

Up-scatteredphotosphereUp-scatteredphotosphereThomson thickphotosphere放射

光子と物はほぼ同じ速度で動くので、散乱が自然に起こる

電子シンクロト
ロン放射

シンクロトロン

色々なモデルが提案(Ioka11; Vurm, Beloborodov& Poutanen11; Asano & Meszaros11; Murase+11)ガンマ線偏光の検出 (Yonetoku, Murakami, Gunji, Mihara,
KT et al. ApJL accepted 2011)- GAP aboard IKAROS （世界初のGRB
専用偏光検出器； コンプトン散乱型；金沢大を中心とした小規模ミッション）- 直線偏光度27±11% (2.9σで0%でない),
Interval 1と2で偏光方向の変化(3.5σ)- 結論：非軸対称な放射構造（以下で説明）

バースト放射の偏光の理論
薄い球殻が瞬間的に輝く場合のストークスパラメータ (Granot03; Lazzati06; Toma+09)
ジェット静止系でのemissivity

相対論的ビーミング効果

偏光度はローレンツ不変
直線偏光度

偏光角
偏光方向はローレンツ変換で回転させる

相対論的ビーミング効果と偏光方向の回転等方的な放射（非常に一般的な仮定）

電場の偏り

進行方向から９０度方向

ローレンツ変換ジェットの静止系

進行方向から1/Γの方向

偏りの回転

観測者系

観測者の見える範囲
相対論的にこちらに向かって運動しているspherical shellからの放射は、視線方向周りの~1/Γの角度範囲しか見ることができない。
高緯度の点からの放射は暗い。

ジェット軸方向1/Γ
物が１点から放射状に同じΓで放出されたとすると、球殻になる。
（注：このことはジェットの駆動機構に依存する）

視線方向

1/Γ

シンクロトロンモデル、Photosphereモデル
どのモデルでも30~50%程度の偏光度は実現可能。問題は偏光方向。
Synchrotron plasma-scale
Random field (SR) model

Synchrotron Ordered
toroidal field (SO) model(McKinney 05)

Synchrotron Hydrodynamic-scalerandom field (SH) model(Inoue+11)(Spitkovsky 07)

Photospheric (Ph) model(Beloborodov 11)

一様トロイダル磁場モデル(SO model)(McKinney 05)(Granot 03; Toma+09)

ジェットを正面から見た図B

偏光方向は「縦方向」（ジェット軸から視線方向に向かう方向）で一定。

プラズマスケールランダム磁場モデル(SR model)
磁場は衝撃波に平行な成分のみを仮定
衝撃波伝播方向観測者系での放射

見える領域

e’1/Γ
(Spitkovsky 07)
視線方向周りの偏光の方向(y^1/2 = θ/Γ-1)

ekk’
ジェット静止系での放射高い偏光度を得る場合は、偏りは常に「縦方向」
jetθv = θj + 1/Γ

(Toma 08 PhD thesis)(Granot 03; Toma+09)

流体スケールランダム磁場モデル(SH model)
衝撃波での流体不安定で磁場が増幅される場合。磁場方向は[<～球殻の大きさ]でランダム。
密度ムラ→渦・乱流→磁場増幅(Inoue+11)

ジェットを正面から見た図

B

磁場が揃った小さい領域（パッチ）の集合と解釈できる。平均の偏光は、方向がランダムであり、偏光度はNは見たパッチ数
ストークスパラメータQ/I = Π cos(2χ) の値は平均値ゼロ、分散Pのランダム量。そのN個の足し合わせは平均値ゼロ、分散P/√Nの分布に従う（中心極限定理）。

Photosphere放射モデル(Ph model)
光球でmatter-dominant（陽子＋電子エネルギー>光子エネルギー）ならば、光子はジェット静止系で非等方分布になる。
(Beloborodov 11)

入射光子

◎e
◎e'1/Γ

見える領域

観測者系
での放射kk’ジェット静止系での放射

視線方向周りの偏光の方向(y^1/2 = θ/Γ-1)

偏光度、偏光方向の性質はSR modelと類似。

(Toma 08 PhD thesis)

高い偏光度が得られる場合の偏光方向についてのまとめ
軸対称ジェット

パッチ状ジェット

方向変化なしθ_j >> 1/Γの場合は上と同じ。
θ_j ~ 1/Γの場合（しかしこれは稀か）はランダムに方向変化

SR model

方向変化なしランダムに方向変化。視線方向
で光るパッチは偏光度ゼロ。平均偏光度が低い場合もありえる。

Ph model

方向変化なしSO modelSH modelジェットが軸対称に光る（かつ磁場構造が軸対称）であれば、偏光角の変化は起きない

SR modelと同じ。
ランダムに方向変化。視線方向で光るパッチも偏光度は高い。
偏光度の統計的性質からモデルを絞りこめるかもしれないブレーザー可視偏光との関連(Perlman+11)(Marscher+08; see also Abdo+10; Sasada+11)
一様に光るジェットが曲がることでも偏光方向変化は起きる

まとめと議論- ガンマ線の起源について、現在シンクロトロンかPhotosphericかで論争中（放射効率の観点から言えばPhotosphericの方が有利）- Fermi衛星による観測に触発されて、様々なGeV放射モデル、γγ -> e+espectral breakモデルが提案 -> しかし論争の収束には至っていない- GAPによるガンマ線偏光検出 -> 偏光方向の変化は放射領域の非軸対称構造を示す（高い偏光度を得るにはシンクロトロンの方が有利に見えるが、より詳細な計算が必要）（Epeakより高いエネルギーの偏光観測は決定的情報になりうる）（パッチ状放射では見かけ上、放射効率を高くすることが可能↓次のスライド）- ガンマ線偏光検出で量子重力による複屈折効果に制限がつけられるパッチ状放射の重要性：ガンマ線放射効率
パッチ状放射では見かけ上、放射効率が高くなる可能性がある。
ガンマ線放射効率=(Kumar & Piran 00)
単位立体角あたりのガンマ線エネルギー
単位立体角あたりの ガンマ線エネルギー ＋ 残光に必要な運動エネルギー

放射効率10%でも単位立体角としては明るいバースト
単位立体角あたりのエネルギー

残光期にはエネルギー分布が均されて、バーストを見た点での単位立体角あたりのエネルギーは低くなっている（残光は暗い）。

角度パラメータ

バースト放射期

残光放射期

Epeakより高エネルギー側の偏光(Lazzati & Begelman 10)
Multiple scatteringsof thermal emission

Epeak

Synchrotron:
基本的に電子のエネルギー分布の反映である。Π = (p+1)/(p+7/3)であるからソフトなほど（E> Epeakのほうが）偏光度が高い。高エネルギー電子ほど局在している（そこで磁場が揃っている）と予想されるため、その点でも偏光度が高くなるセンス。
Photosphere:
低エネルギー側については多くのblackbodyの重ね合わせか？(L ~ T → νFν ~ ν ; blazar
radio spectrumとの類推) synchrotronの寄与を考えるモデルもある。高エネルギー側はmultiple scatteringで作られるので偏光度は極端に下がると考えられる。（どのように下がるかは詳細な計算が必要）

GRB偏光による量子重力理論への制限
量子重力が重要になるスケールでは、電磁波の右円偏光と左円偏光の速度に違いが生じうる（パリティの破れ）。(e.g. Gambini & Pulin 1999)→ 直線偏光方向が回転（ファラデー回転と同様） 、回転量は振動数に依存→ 回転が大きい場合、あるエネルギー帯域で平均した偏光はゼロになる。
偏光が検出されたということから得られる制限は（パリティの破れ方が宇宙全体で一様と仮定）
これは高エネルギー光子と低エネルギー光子の到着時間のズレから得られる制限よりはるかに厳しいなぜ流体系で光子分布が非等方になるのか
輻射輸送方程式を解いた結果である。

Optical depthは流体系でθ'=0とθ'=π/2でfactor 2異なる。

ある散乱から次の散乱までのfree pathについて

Radiation-dominant phase:
Matter-dominant phase:
Matter-dominant phaseでは散乱間で流体系で光子方向が絞られていく。

CTAの時代へ- 莫大な有効面積でFermi衛星@30GeVの約１万倍：詳細なスペクトルと時間変動- 高速指向性能でlong GRBのバースト放射中に観測開始- E>10-30GeV: 宇宙背景放射光によるγγ吸収を受けにくい
バースト中の高エネルギーspectral breakの形と時間変化- γγ → e+e-吸収のモデル：one-zone or multi-zone? バルクΓの制限- other effects? (e.g. cooling, maximum acceleration, Klein-Nishina)- 高エネルギー放射の遅れはspectral breakの増大で説明されるのか(Li 2010; Bosnjak & Kumra 2011)
残光の高エネルギー放射の起源- Swiftとの同時観測イベントを増やすことが重要 → shallow X-ray の起源- synchrotron maximum energyの検出からバルクローレンツ因子を推定- SSC成分は見えるか
X-ray flareに伴う高エネルギー放射- フレアの放射半径、フレア放射領域、散乱領域の物理パラメータに制限

CTAによる観測レート（井上進氏のスライド）
Simulations by Kakuwa,
Yamazaki, Inoue 2011

新しいMeV検出器(Electron Tracking Compton Camera)（谷森氏（京大宇宙線）のスライド）

SMILE-1
Diffuse cosmic &atmospheric gamma-rays
observation→ Detection of z=20 GRBs!

Photosphere放射とfinal Γ

熱エネルギーが完全に運動エネル
ギーに転換される前に晴れ上がる運動エネルギーが支配的になった後に晴れ上がるモデルフィット
GRB 080916C

３つのスペクトルタイプで観測を説明できる。
- Photosphere + dim UP = Band- Photosphere + bright UP = Band- Photosphere + bright UP = Band + PL

あたりのη値が必要。

GRB 090902B

GRB 090510

高エネルギー新成分の遅れ
モデルフィットによれば、upscattered photospheric放射の増光の原因はの減少（によるの減少）である。

Before breakout:strong dissipation bycollimation shocks(Macfadyen; Mizuta;Lazzati)

Photospheric up-scatteredin internal shock

Collapsingstar

r_a ~ R_*r_a ~ R_g

Photospheric

Large kinetic energy
at photosphere

遅れのタイムスケールはとして説明される。

GRB 080825C: long GRB- Fitted by Band function- t_delay ~ 2/(1+z) s- no LAT detection after ~30s

α~-0.76, β~-2.54 for bin-aα~-0.52, β~-2.37 for bin-b

GRB 080916C: long GRB- Fitted by Band function- redshift z = 4.35 +/- 0.15
- Eiso = 8.8*1054 erg- t_delay ~ 1 s- LAT detection up to ~1400s
α~-0.58, β~-2.63 for bin-aα~-1.02, β~-2.21 for bin-b

GRB 081024B: short GRB- Fitted by cutoff PL (+PL) orBand function- t_delay ~ 0.1/(1+z) s- no LAT detection after ~3sα~-1.03 for bin-aα~-1.03, β~-2.1 for bin-bα~-0.7, Γ~-1.68 for bin-b

GRB 090510: short GRB- Fitted by Band function + PL
- z = 0.903 +\- 0.003-Eiso = 1.1*1053 erg- t_delay ~ 0.1 s- LAT detection up to ~ 200sα~-0.59, β<-5 for bin-aα~-0.48, β~-3.09, Γ~-1.66 for bin-b

GRB 090902B: long GRB- Fitted by Band function + PL
- z = 1.822-Eiso = 3.6*1054 erg- t_delay ~ 1 s- LAT detection up to ~ 1000s

α~+0.07, β~-3.9, Γ~-1.94 for bin-bbin-b

GRB 090926A: long GRB- Fitted by Band function + PL- z = 2.106-Eiso = 2.2*1054 erg- t_delay ~ 5 s- LAT detection up to ~ 4000s
α~-0.42, β~-2.6 for bin-aα~-0.59, β~-3.7, Γ~-1.7 for bin-cbin-b