ガンマ線偏光観測で探る ガンマ線バーストの放射メカニズム 米徳大輔（金沢大） 村上敏夫、森原良行、坂下智徳、高橋拓也（金沢大）

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1 ガンマ線偏光観測で探る ガンマ線バーストの放射メカニズム 米徳大輔（金沢大） 村上敏夫、森原良行、坂下智徳、高橋拓也（金沢大）
郡司修一 （山形大） 三原建弘 （理研） 當真賢二 （大阪大） GAP チーム 次世代の多波長偏光サイエンスの開拓 (2011/09/29)

2 GRBと偏光観測 1052-54 erg ものエネルギーを数10秒間のガンマ線放射で 一気に解放する宇宙最大の爆発現象
νFν ∝ Eα ∝ Eβ ピークエネルギー (Ep) GRBと偏光観測 ガンマ線バースト検出からの時間 (秒) ガンマ線強度 (カウント／秒) erg ものエネルギーを数10秒間のガンマ線放射で 一気に解放する宇宙最大の爆発現象 ガンマ線放射のメカニズムが良くわからない 方向、時間変動、スペクトルの他に、 電磁波のもう一つの情報である「偏光」の観測が重要

3 GAmma-ray burst Polarimeter
70 – 300 keV で偏光測定 GAP (センサー) 17 cm, 3700g ■ 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 100 300 散乱ガンマ線の強度 散乱角度 200

4 GRB021206 (RHESSI) Π = 80 ± 20 % Rutledge & Fox (2004) : Π < 100 %
Coburn & Boggs (2003, Nature) 0.15 – 2.0 MeV, 入射角度 18 度 Π = 80 ± 20 % Confidence level > 5.7 σ (Chance Prob. = 3.5 x 10-8) Rutledge & Fox (2004) : Π < 100 % Wigger et al. (2004) : Π = 41 (+57, -43) 制限できない という結果 It seems unlikely that a constraint will emerge from further RHESSI observations.

5 GRB041219A (INTEGRAL) Götz et al. 2009 (INTEGRAL-IBIS)
Karemci et al. 2007 (INTEGRAL SPI)

6 GRB041219A (INTEGRAL) ■ Götz et al. 2009 (IBIS: 200 – 800 keV )
■ McGlynn et al (SPI: 100 – 350 keV) First peak (+31, -30) (+14, -11) ■ Kalemci et al (SPI: 100 – 350 keV) First peak ± ± 3.8 Total ± ± 5.2

7 どの情報が真実なのか、全くわからない

8 IKAROS Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation Of the Sun
2010年 5月21日 打ち上げ成功 Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation Of the Sun

9 GAPが今までに観測したGRB GRB名 トリガー時刻 入射角 1 100707A 00:47:22:878 93.24 16
11:38:01.865 - 2 100715A 00:12:32.568 18.61 17 110301A 05:05:34.911 48.07 3 100719B 23:44:14.348 145.14 18 110406A 03:42:51.624 132.93 4 100722A 02:17:25.963 33.74 19 110423A 09:00:38.039 5 100804A 02:28:45.837 62.768 20 110428A 09:17:25.068 109.02 6 100809A 00:33:06.227 21 110505? 15:19:12.044 7 100820A 08:55:31.699 33.55 22 110510? 8 100826A 22:57:20.805 20.03 23 110514 22:13:01.550 70.49 9 101014A 04:12:15.610 54.03 24 110604A 14:50:07.295 43.21 10 101021A 00:14:23.267 41.33 25 110625A 21:09:03.022 41.32 11 101013A 11:37:44.000 25.91 26 110708A 14:03:10.305 66.93 12 101123A 22:51:43.277 74.16 27 110715A 13:18:33.571 88.32 13 101126A 04:45:50.000 61.91 28 110717B 07:40:34.885 25.41 14 101219A 02:35:02.551 51.82 29 110721A 04:47:38.891 29.98 15 101231A 01:33:26.597 62.66

10 機上エネルギーキャリブレーション カウント (5時間積分) エネルギーチャネル 241Am (59.5 keV) ±2 % LD cut

11 入射角 GAP 正面より 20.0 度方向 スペクトル情報 α = -1.31 β = -2.1 Ep = 606
GRB100826A の時間変動 入射角 GAP 正面より 20.0 度方向 スペクトル情報 α = -1.31 +0.06 - 0.05 β = -2.1 +0.1 - 0.2 Ep = 606 +134 - 109 Fluence = (3.0±0.3)×10-4 erg/cm2 前半の大きなフレア、後半の小さなパルス群に分けて偏光解析を行った。 検出器に 入射した光子数 プラスチック – CsI 同期光子数 (偏光データ) 前半 32,924 photons 4,821 photons 後半 19,007 photons 2,733 photons

12 角度応答に関する系統誤差の評価 57Co (122keV) 1m Geant4 57Co (122keV) を用いた実験 入射角度 20度
系統誤差 (標準偏差) 0 < θ < 40 度の範囲では 入射角度に依らず 1.8 % 程度 1.8%

13 GRB100826A の散乱強度分布 偏光角は 99.9% の信頼度で 変化していると言える 偏光度 偏光角 前半
25±15% (信頼度 95.4%) 159±18度 後半 31±21% (信頼度 89.0%) 75±20度 前半＋後半 同時フィット 27±11% (信頼度 99.4%) 偏光角は 99.9% の信頼度で 変化していると言える

14 ジェット内部の議論１ 偏光 正面 ジェットの開き角 θj 相対論的ビーミング効果 1/Γ ジェットを駆動するための らせん状の磁場構造
■ 偏光が検出されることは、軸対称ジェットでも説明できる。 ■ 偏光角の時間変化を説明するためには、 (1) 一様な光度や磁場を持った軸対称ジェットではなく、 (2) 1/Γ よりも小さなスケールのパッチが存在すると良いだろう。

15 ジェット内部の議論２ ジェット内部の議論３ 偏光 独立な衝撃波内で、 良く揃った磁場が生成される場合 大局的には乱れているが
局所的にはそこそこ揃った磁場 偏光 やはりパッチ構造が必要か？ 磁場を揃えるメカニズムは？

16 ガンマ線バーストの想像図

17 ガンマ線バーストの想像図 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。

18 まとめ ■ これまでに 3 例の GRB からガンマ線偏光を検出した。 ■ 偏光が存在することを最も単純に解釈すると、
ガンマ線の放射領域には磁場が存在し、 シンクロトロン放射で輝いていると考えられる。 ■ 偏光角の変化から ガンマ線の放射領域は複数個存在するか、 1/Γ よりも小さいスケールのパッチ状になっていると 考えられる。 ■ ガンマ線偏光をプローブとして、ジェット内部の磁場や 内部構造などを議論することができるだろう。 ただし、photospheric emission モデルでも 説明可能な状況は存在するため議論が必要です。