米徳 大輔、 田辺 幸子、 村上 敏夫 (金沢大学)

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1 米徳 大輔、 田辺 幸子、 村上 敏夫 (金沢大学)
プロンプトから初期X線残光に続くスペクトル変化 － GRB060904A : Swift と すざく衛星による観測 － 米徳 大輔、 田辺 幸子、 村上 敏夫 (金沢大学) 「すざく」 GRB ToO team Y. Aoyama, T. Kidamura, H. Kodaira, S. Okuno, S. Yokota, S. Yoshinari, M. S. Tashiro, K. Abe, K. Onda, Y. Urata, A. Yoshida, K. Yamaoka, N. Ishikawa, Y. E. Nakagawa, S. Sugita, N. Kawai, T. Ishimura, M. Kawahara, T. Shimokawabe, K. Kinugasa, T. Kohmura, Y. Ueda, S. Eguchi, K. Kubota, M. Yamauchi, E. Sonoda, S. Maeno, K. T. Takahashi, Nakazawa, T. Tamagawa, M. Suzuki, & K. Torii L. Angelini, S. Barthelmy, L. J. Kaluzienski, R. L. Kelley, J. N. Reeves, N. Gehrels, J. Nousek, & G. Ricker

2 t X線残光の振る舞い Swift すざく Very Steep 3 < α1 < 5 Shallow Decay
－α4 Nousek et al. 2005 tbreak,3 Very Steep 3 < α1 < 5 Shallow Decay 0.5 < α2 < 1.0 Classical (Typical) Decay 1 < α3 < 1.5 Jet Break α4 > 2 ● Very Steep, Shallow Decay 部分の振る舞い prompt → afterglow の移行に関する情報 Swift ● Very Steep Phase がプロンプトの減光部分ならば、 　　internal shock のダイナミクスを知る手がかり ● Shallow → Classical Decay 　　afterglow の時間発展 すざく

3 Swift とすざく衛星による観測 GRB060904A ・ 2006/09/04 01:03:21(UT) に trigger
・ 66sec 後から XRT の観測開始 → 約 2000秒後までモニタ ・ すざくは trigger から 9.44 hr 後から観測 → １日後までモニタ ・ OT が見つからないので赤方偏移は不明 afterglow BGD 55sec BAT/Swift XRT t > 66sec すざく

4 lightcurve photon index absorption (NH) ベキ = －5.3 Time [sec] XRT/Swift
Flux [erg/cm2/s] すざく ベキ = －5.3 photon index Photon Index absorption (NH) NH [1022 cm-2] 100 1000 104 105 Time [sec]

5 Prompt Tail のスペクトル変化 ● 高エネルギー側は急速に減光するが、低エネルギー側は変化が少ない。
● X線フレアでも同様の傾向で softening しているのがわかる。

6 Broken Power-Law with EXP Cutoff
シンクロトロン放射のベキ (energy index) は E–p/2 　(fast cooling の場合) 観測スペクトルの中で最もベキが急な時間帯では E–5.3 E–4.3 p = 8.6 (photon index) (energy index) 電子は加速されているとは言えないので、スペクトルをベキ関数と捉えるのは　 無理だろう。例えば exp のような関数で表した方が適切。 作業仮説として次のようなスペクトルを考える。 E Energy Flux E –1/2 E –p/2 exp( –E/E2 ) Eｐ Ec E–1.5 E–2.25 (for p = 2.5) Ep = hνm

7 Ep が時間とともに小さくなる。 Ec も時間とともに小さくなる。 X線フレアとともにEcが大きくなり、 その後は減衰

8 Ep ∝ T －3.9±0.8 Ec ∝ T －3.1±1.2 Ec ∝ T －1.7±0.6 ∝ t -1 Ep,0
Ep (prompt tail) Ec (prompt tail) Ec (X-ray flare) Ep ∝ T －3.9±0.8 Ec ∝ T －3.1±1.2 Ec ∝ T －1.7±0.6 ∝ t -1　 t – t0 = R0 (1 – cos θ)　 c Break Energy (keV) ① δ= γ(1 - βcosθ) 1 ② β～ 1 – 2γ2 1 ③ Time Since Pulse Peak (sec) Ep,obs = Ep,0 × δ = R0 1 + (t – t0)/τ Ep,0 θ τ= 2γ2 c R0 Ep,0 ～ 1 秒 (curvature effect)

9 まとめ GRB060904A の観測で Prompt Tail のスペクトルに顕著な softening を見つけた。
・ べき関数で記述するなら photon index で – 5.3 ・ exp cutoff でも表せる Broken Power-Law + EXP Cutoff でフィットすると ・ ピークエネルギー ( Ep ) や Cutoff Energy ( Ec ) が時間とともに 低エネルギー側へ移っていくように見える。 Shallow Decay から先は afterglow に典型的な – 2 程度 Curvature Effect だけではスペクトル変化を説明できない

10 Prompt Tail 中の残光成分 スペクトルのベキが – 4 よりも小さい時間帯のデータを足し合わせて、
より統計の良いスペクトルを描いてみると・・・ ベキが –2.25 の afterglow 成分　 afterglow の上に prompt 成分が 乗っていて、prompt のスペクトル型 だけが変化すると考えられる。

11 BB ＋ PL フィット 温度減少 NH 減少 固定しないと、どんどん Softening する

12 Very Steep Spectrum の解釈(候補)
① 最高エネルギー電子からの放射 電子のエネルギー分布に γe,max が存在するなら exp カットオフになる。 （cooling されたか？ 加速が非効率だったか？） Ep が通過して、50秒後にカットオフが通過する・・・ そんなこと可能か？ ② 熱的成分の可能性 プランク分布は高エネルギー側が exp で記述できる。 熱的輻射で明るく輝くことができるのか？ ③ shell のローレンツ因子が低い 高エネルギーの光子が抜けられない (Γ=1 なら、1MeV 以上の光子は無い) コンパクトネス問題を許容することになる？ ④ その他

13 Ryde et al. (2005)

14 afterglow のスペクトル fast cooling F ∝ ν2 ν1/3 ν-1/2 ν-p/2 slow cooling F ∝ ν2 ν1/3 ν-(p-1)/2 ν-p/2 Piran (1999)

15 Konus の観測では ・ 20 keV – 2 MeV の範囲で Band Model で良く合う。
・ α = , β = , Ep = 163±31 keV +0.23 - 0.17 +0.37 - 1.00 GCN Circular #5518 S. Golenetskii, R.Aptekar, E. Mazets, V. Pal'shin, D. Frederiks, and T. Cline on behalf of the Konus-Wind team report: The most intense part of the long GRB A (Swift-BAT trigger #227996; Grupe et al., GCN 5502; Krimm et al., GCN 5516) triggered Konus-Wind at T0= s UT (01:04:13.821). As observed by Konus-Wind the burst emission started at T-T0 ~-56 s, peaked at T-T0 ~0 s, and ended at T-T0 ~26 s, so the total burst duration is ~80 s. The burst fluence is 1.59(-0.21, +0.40)x10^-5 erg/cm2, and the 256-ms peak flux measured from T s 1.38(-0.33, +0.46)x10^-6 erg/cm2/s (both in the 20 keV - 2 MeV energy range). The spectrum of the main pulse (from T0 to T s) is well fitted (in the 20 keV - 2 MeV range) by GRBM (Band) model for which: the low-energy photon index is alpha = -1.00(-0.17, +0.23), the high energy photon index beta = -2.57(-1.00, 0.37), the break energy E0 = 163 (-54, +65) keV (chi2 = 40/61 dof). The peak energy Ep = 163 +/- 31 keV. All the quoted errors are at the 90% confidence level.

16 ブレークエネルギー (Ep) が 時間とともに小さくなる。 低エネルギー側のベキは –1.5 で、 高エネルギー側のベキは –2 程度　 exp cutoff エネルギーも 時間とともに小さくなる。 ベキは –2.25 でコンシステント X線フレアとともに exp cutoff が大きくなる。その後は減衰 afterglow はベキ–2.25 程度の power-law

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