金沢大学 米徳 大輔、村上敏夫
今日のトピックは
(1) Inverse Compton
(2) γ-ray Polarization
中心核
ノット
progenitor
GRB
ローブ
afterglow
物理現象としては、ほとんど同じような事が起きているかも。
Blazar 天体の多波長スペクトルが詳細に取られており、
シンクロトロン+IC (SSC) モデルで表せる。
電子の最大加速エネルギー、
磁場、 電子密度などの
諸々の情報が得られる。
シンクロトロン
IC
GRB でも数例の IC 報告例が
あるが、詳細に議論できるほど
ではない。
Kataoka D-thesis (1999)
GRB 970417
Gonzalez et al. 2003, Nature
X-ray afterglow でも、IC の兆候が見えている。
GRB 000926
GRB 980329
SAX
εB = 0.2 ~ 0.3
Chandra
εB ~ 0.01
Afterglow の早い段階に、( 特に High Energy X-γで )
Broad-band spectrum を得る必要がある。
GRB ・ afterglow の観測されている
スペクトルはベキ関数で、
Synchrotron 放射だと考えられている。
B
θ
e-
直線偏光
電子のエネルギー分布 : N(γ) ∝ γ- p
p+1
偏光度 : Π0 =
~ 70 % ( p = 2.5 )
p + 7/3
sin2θ
Π0
見込み角 θの時 : Π(θ) =
2
1 + cos θ
GRB021206
Coburn et al. 2003, Nature
異論も唱えられているが、
Π = 80 ±20 % の偏光検出
Optical afterglow の偏光観測は数例行われており、
実際に偏光が観測されている。
9.9 ± 1.1 %
1.7 ± 0.2 %
GRB990510 (Covino et al. 1999)
GRB020405
(Bersier et al. 2002)
GRB の最初の一撃と比較すると、随分と偏光度が小さい。
偏光度 : Π
time
偏光角度 : θ
GRB990510
1.7 ± 0.2 %
consistent
18.5 h
20.6 h
(101 ± 3)°
(same val.)°
GRB990123
< 2.3 %
18.3 h
GRB990712
2.9 ± 0.4 %
1.2 ± 0.4 %
2.2 ± 0.7 %
10.6 h
16.7 h
34.7 h
GRB011211
< 2.5 %
35.8 h
GRB020405
9.9 ± 1.1 %
1.9 ± 0.3 %
1.2 ± 0.4 %
31.2 h
52.3 h
77.5 h
(179 ± 4 )°
(154 ± 5)°
(168 ± 9)°
GRB020813
3.0 ± 0.1 %
0.8 ± 0.2 %
6.5 h
22.9 h
(166 ± 1)°
(144 ± 6)°
--(not-change)
---
(1) 本当に synchrotron なのか?
(2) GRB のスパイク毎の磁場構造
を探ると、磁場の起源がわかる
ISM or Progenitor ?
(3) Jet 内部に構造はあるの?
相対論的ジェットの中身は皆一緒?
Blazar や microQSO と比較しよう!
(1) Inverse Compton Emission
afterglow からの IC は HXI で見えるでしょう。
→ 主な着目点は、磁場の決定。
最高エネルギー宇宙線加速の現場として適切かどうか?
明るい例では発生2日後で、2.5x10-12 erg/cm2/sec
1日後に駆けつければ ~ 10-11 erg/cm2/sec で
観測できるかもしれない。
(2) Polarization
Prompt GRB の偏光を捕まえれば、
Jet の内部構造が見えてくる。
APD
GRB
Well を上手に活用してあげる方法を考えましょう。
PMT
GRB の最初の一撃は極めて明るい。
本当に偏光していれば、検出はワケない。
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ガンマ線バースト