GRB 130427A からの 高エネルギーガンマ線放射

GRB 130427A からの
高エネルギーガンマ線放射
2013.06.10 雑誌会 大野
比較的近傍(z=0.34)で起きた非常に明るいガンマ線バースト GRB 130427A
から、104 s 以上にわたってGeVガンマ線が検出された。
この放射起源はなんだろうか？近傍で明るいのでこれまで難しかった
逆コンプトン散乱成分が検出されていないだろうか？
参考論文
Fan et al., 2013 arXiv1305.1261v2
High Energy Emission of GRB130427A: Evidence for Inverse Compton Radiation
Tam et al., 2013 arXiv1305.3217v2
Discovery of an Extra Hard Spectral Component in the High-Energy Afterglow Emission
Of GRB130427A
※どちらも5/16ぐらい(GRB発生後 2w)で astro-ph にv1が上がる。早すぎ。。。
※2: Fermi チームの論文はまだ出てないのであまり深くは突っ込めないです。。
2013.06.10
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GRB からのGeVガンマ線放射
GeV long-lived emission
Pre-Femi era
GRB940217(Hurley et al. 94)
Ghisellini et al. 2010
Fermi era
GeV放射は
数100秒以上は
続いている
De Pasquale et al., ApJL 709, 146 (2010)
2013.06.10
外部衝撃波で加速
された電子からの
シンクロトロン放射
ではないか。
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GeV long-lived emission from
external shock
GeV 放射が external synchrotron だとしたら、逆コンプトン散乱もあっていいはず
(seed photon は prompt γ:EIC/external shock のX:SSC)
 検出できれば、jet component や、放射機構に強い制限
ただし、GeV放射のphoton数があまりにも少ないので、満足な議論できず
(高エネルギー過ぎる/遠すぎだとEBLで届かない)
そこそこ近場で、やたら明るい GRBが起きるとチャンス(でもそんなのはレア)
2013.06.10
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そこそこ近場で、やたら明るい
GRB 130427A
• GBM trigger 07:47:06.42 UTC
• Fermi slewed to this GRB by ARR
• Many space telescope detected
(Fermi, Swift, AGILE, Konus, RHESSI, INTEGRAL)
• Ra,Dec=(173.1367, 27.6989)
LATで 90GeVのガンマ線検出!
LATの放射は 1日続く (Zhu et al. GCN)
• z=0.34  そこそこ近場
• Eiso= 1054erg  やたら明るい
※(近場(z<0.5)では史上最強の明るさ
• Association with type Ic SN 2013cq
2013.06.10
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LAT data analysis
• Data from Fermi FSSC web page
• LAT standard analysis tool (Science tools v9r27p1)
• Unbinned likelihoold (gtlike) with P7SOURCE_V6 IRF
(いたって普通の解析)
スペクトルの時間変化
100MeV-100GeV flux の時間変化
(Fan et al. 2013より)
ライトカーブに特に構造はなし。
べき 1 の減光。
2013.06.10
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(Tam et al. 2013より)
最後のビンが曲がっているように見える
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LAT data analysis
Tam+2013
Tam+2013
スペクトルが単一べきでない有意度は
大きくても3.5σ
そこまで有意ではないが、折れ曲がって
いるのでは？と主張している
100s 以降に高エネルギー光子(>40GeV)
が多く検出されている
このようなスペクトルは、シンクロトロンだけで
説明できるのか？
2013.06.10
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Evidence of IC radiation
(色々計算すると)全体のフラックスはシンクロトロン放射と考えても説明できそう。
ただし、(95.3, 47.3, 41.4, 38.5, 32) GeV photon はシンクロトロン放射とは
考えにくい
シンクロトロン放射によるエネルギー損失により、加速電子のエネルギー上限
(=シンクロトロン光子のエネルギー上限)が決まる (Cheng & Wei 1996)
E_sync = 20 GeV E1/8k,54n-1/8-2t-3/82(1+z/1.34)-5/8 (ISMの場合)
15 GeV E1/4k,54A-1/4-2t-1/42(1+z/1.34)1/4 (windの場合)
E_k (ジェットの運動エネルギー)や、n(周辺密度)、A(wind parameter)への依存性は
軽微なので、20GeV以上の光子はシンクロトロン放射では出ないと考えられる
ただし、今回は１日オーダーでGeV photon が検出されているので、時間の依存性は
チェックする必要有り
2013.06.10
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これらの光子はシンクロトロンで許されるエネルギーを
超過している
時間(s)
上記、5 つの高エネルギー光子は、逆コンプトン散乱起源と考えると自然であろう
2013.06.10
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GeV-TeV emission by Inverse Compton
1. 観測された高エネルギー光子は IC 起源か? (Fan et al. 2013)
T0+120s to T0+260s に着目。
X/softγは鋭いピーク構造。
GeV-γはすでに見たように、特に構造のない
Decay
 両者は異なる領域で発生していると考える。
Seed photon は
prompt 放射のX/ガンマ線とする (EIC)
この条件から、観測された高エネルギー光子の数が、IC で説明できるか計算したい。
IC光子の数 = IC相互作用確率 x seed photon 数 x 検出器面積
IC相互作用確率は Fan & Piran 2006 により、
τ 1.4x10-9(ISM), 6x10-9(wind) と計算されている
検出器面積は、LAT の 104cm2を使う
あとは、seed photon数が分かれば計算できる。
2013.06.10
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GeV-TeV emission by Inverse Compton
1. 観測された高エネルギー光子は IC 起源か? (Fan et al. 2013)
観測された高エネルギー光子の数が、IC で説明できるか計算したい。
IC光子の数 = IC相互作用確率 x seed photon 数 x 検出器面積
IC を効率的に起こすために、Kline-Nishina が効かない低エネルギー光子を考えると、
Εs < 17 keV と計算される。
- Prompt emission のスペクトル Fν=ν-0.6(観測値)を考えると、E<17keV では、
全体の1/3 のエネルギー量となる。
- F<Es = F/2 (?) 4.5 x 10-5 erg cm-2 (観測値)
- 平均の光子エネルギー<Es> 1keV
すると、seed photon の数は Nseed = F<Es/<Es> = 3x104
以上から、IC 光子の数は
Nγ,IC = IC相互作用確率 x Nseed x 検出器面積 = 0.4/1.8 (ISM/wind)
観測量(1 2 photons)と大きく矛盾しない
2013.06.10
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GeV-TeV emission by Inverse Compton
2. スペクトルの折れ曲がりは説明できるか(Tam et al. 2013)？
折れ曲がり前(シンクロトロン)は
Photon index Γ＝ -2.2 -2.6
折れ曲がった後(ICと考えている)は
Photon index Γ = -1.4
GeV シンクロトロンモデル(Kumar+ 2009,
Ghisellini+ 2010 など) によると、
シンクロトロンでは
べきは Fν = -p/2 （pは電子の分布)
今回のデータに当てはめると、Γ=-(p+2)/2
P=2.2 とすると Γ=-2.1
観測値と大きく矛盾しない
 10GeV 以下はシンクロトロン放射が支配的
IC モデルでは、Fν=-(p-1)/2 (Sari&Esin 2001)。今回のデータに当てはめると
Γ=-(p+1)/2 : p=2.2 とすると、Γ=-1.6 今回の結果とエラーの範囲内
スペクトルの折れ曲がりも、過去の理論計算と矛盾しない
2013.06.10
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GeV-TeV emission by Inverse Compton
3. 時間変動の振る舞いはICで矛盾しないか(Tam et al. 2013)？
0.1-2 GeV で、減光のべきは -1.1(+/-0.1)
10-100 GeV で、-0.8(+/-0.2)
GeV シンクロトロンモデル(Kumar+ 2009,
Ghisellini+ 2010 など) によると、
シンクロトロンでは減光のべきは t-(3p-2)/4
P=2.2 とすると t-1.1: 観測値をよく説明できる
 10GeV 以下はシンクロトロン放射が支配的
ICモデル(Sari&Esin2003)によると、IC成分の減光は以下。
P=2.2 とすると、
T-1.1
エラーの範囲で説明
できなくもない。
スペクトルの減光の振る舞いも、過去の理論計算と矛盾しない
2013.06.10
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まとめ
近傍の極めて明るい GRB 130427A から検出された多数の高エネルギー
ガンマ線を使って、残光中の逆コンプトン散乱成分の検証を行った。
Fan et al. 2013, Tam et al. 2013
• E>40GeVの高エネルギーガンマ線は、シンクロトロン放射では説明が難しく、
逆コンプトン散乱成分と考えて矛盾しない。
• ガンマ線スペクトルに10GeV以上で別成分。スペクトル、時間変動の振る舞い
いずれも逆コンプトン散乱成分と考えて矛盾しない。
これだけ聞くと、いかにも逆コンプトン散乱を発見したと思いたくなる論文。
ただし、条件によっては E 40GeVもシンクロトロンで出せうるとする話あり。
また、シンクロトロン、逆コンプトン散乱で時間変動の振る舞いが違うので
ライトカーブがまっすぐにならないはず、とする計算もあるのでこのまま信じるの
は危険かな、といった印象。
＃それでも90GeV photon はさすがに異常なので、シンクロトロンとは別かも。
#あまりに早く archive に出た paper ですが、誤字や単位間違い、referenceの間違いが
散見されました。。
2013.06.10
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