GRB 観測 相対論的 Jet の内側を探る 金沢大学 米徳 大輔、村上敏夫 今日のトピックは Inverse Compton 金沢大学 米徳 大輔、村上敏夫 今日のトピックは Inverse Compton γ-ray Polarization
Relativistic Jet Objects 中心核 ノット ローブ GRB afterglow progenitor 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。
Inverse Compton in Blazars シンクロトロン＋IC (SSC) モデルで表せる。 シンクロトロン IC 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。 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)
Inverse Compton in GRBs Gonzalez et al. 2003, Nature
IC in Afterglows X-ray afterglow でも、IC の兆候が見えている。 GRB 980329 SAX Chandra 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。
シンクロトロンと偏光 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 N(γ) ∝ γ- p 電子のエネルギー分布 : Π0 = p + 7/3 p + 1 ～ 70 % 偏光度 : ( p = 2.5 ) Π(θ) = sin2θ 1 + cos2θ Π0 見込み角 θの時 : 直線偏光 e -
Polarization in the prompt emission 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
Polarization in OTs 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。 GRB020405 (Bersier et al. 2002) 9.9 ± 1.1 % GRB990510 (Covino et al. 1999) 1.7 ± 0.2 % GRB の最初の一撃と比較すると、随分と偏光度が小さい。
OTの偏光観測 偏光度 : Π time 偏光角度 : θ GRB990510 1.7 ± 0.2 % 18.5 h (101 ± 3)° consistent 20.6 h (same val.)° GRB990123 < 2.3 % 18.3 h --- GRB990712 2.9 ± 0.4 % 10.6 h 1.2 ± 0.4 % 16.7 h (not-change) 2.2 ± 0.7 % 34.7 h GRB011211 < 2.5 % 35.8 h --- GRB020405 9.9 ± 1.1 % 31.2 h (179 ± 4 )° 1.9 ± 0.3 % 52.3 h (154 ± 5)° 1.2 ± 0.4 % 77.5 h (168 ± 9)° GRB020813 3.0 ± 0.1 % 6.5 h (166 ± 1)° 0.8 ± 0.2 % 22.9 h (144 ± 6)° 偏光度 : Π time 偏光角度 : θ
Jet Structure 本当に synchrotron なのか？ 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！
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。 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。 PMT APD Well を上手に活用してあげる方法を考えましょう。 GRB