GRBから期待される ガンマ線光度曲線 浅野勝晃（東工大）.

Presentation on theme: "GRBから期待される ガンマ線光度曲線 浅野勝晃（東工大）."— Presentation transcript:

1 GRBから期待される ガンマ線光度曲線 浅野勝晃（東工大）

2 GRB 080916C Long GRB Delay z=4.35 Eiso=8.8x1054erg Abdo+ 2009 13GeV
8keV-260keV GRB C 260keV-5MeV Long GRB Delay z=4.35 Eiso=8.8x1054erg >100MeV >1GeV Abdo+ 2009 13GeV 3GeV

3 Short GRB 090510 Short GRB Precursor Delay z=0.903 Eiso=1053erg
Abdo+ 2009 Short GRB Precursor Delay 8keV-260keV 260keV-5MeV z=0.903 Eiso=1053erg >100MeV >1GeV 31GeV, 3.4GeV

4 Extra Component: GRB Band+ Extra PL

5 GRB 090510： パイ中間子生成をトリガーとするカスケード
Asano, Guiriec & Meszaros 2009 Hard spectrum -> Low B -> Low pion production effic. gg-absorption R=1014 cm G=1500 Band component 3.4GeV Synchrotron and Inverse Compton due to secondary electron-positron pairs

6 GRB B Eiso=4x1054 erg @ z=1.822 Abdo et al. ApJ 706, L138

7 GRB B Asano, Inoue and Meszaros 2010

8 Naked Eye GRB GRB080319B Racusin+ 2008 Eiso～1054erg

9 Naked Eyeもハドロンで説明可能 Asano, Inoue and Meszaros 2010 定常計算

10 レプトニックモデルはほぼ完成（Syn, IC, pair, SSA ）
時間発展コード ハドロンカスケードの効率、対生成による光学的深さは定常近似に基づいている。 時間発展の効果を取り入れることで、現在要求されている莫大な陽子の量を減らせないか？ シェルの膨張や磁場の時間発展。 対生成・自己吸収・トムソン散乱（光球モデル） 二次加速の効果。 現在開発中： レプトニックモデルはほぼ完成（Syn, IC, pair, SSA ）

11 テスト計算 電子 Index:2.2 PL 100MeV-10GeV 5x1010 erg cm-3 光子 eV 磁場 105G

12

13 断熱冷却 光子漏れ出し 光子：Optically Thickの時だけ断熱冷却を効かせる。 電子：常に効かせる。
シェルの熱膨張無視（Simpleモデル）： 良く用いられる近似 （シェル膨張モデル）： ちなみに 断熱不変量

14 観測者系へ 裏から出る分も考慮 Fluence

15 計算例 シェルの厚さ一定

16 光度曲線 FRED Lag

17 観測者系でのスペクトル オレンジ→赤→青

18 積分したFluence Kneiskeの モデルに沿った 背景放射による 吸収

19 背景放射

20 GeVをもっと受けやすいケース オレンジ→赤→青

21 可視光のラグ

22 シェルの厚さ Forward Shock c/3 Simpleモデル： 膨張モデル： に加えて、 放射領域 Reverse Shock
Shocked Regionモデル： Thin Shellモデル： などのバリエーションが有りえる。

23 Shocked Regionモデル

24 Fluence

25 Simple Model オレンジ→赤→青

26 Thin Shell model

27 レプトンモデル 今後の方向性 まとめ FRED、Lag ICによるGeV放射は遅れない。 光度曲線には多彩なパラメータ依存性（ラグなど）
放射領域の物理がわからないか？ 今後の方向性 残光（簡単） ハドロンモデル（GeV Delayが期待） 二次加速 光球モデル（CTAとは直接関係しない）