ガンマ線バースト ガンマ線バースト (GRBs)(GRBs) ガンマ線で明るい (50-300 keV) スパイク状の強度変動 継続時間の長いもの短いもの click

Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO)Burst And Transient Source Experiment (BATSE)

等方的な全天分布 暗いGRB の数が少ない

BATSE

BeppoSAX(WFC / GRBM / NFI)

残光の発見 GRB の赤方偏移 , z ~ 1

BeppoSAX

発見１９６７

High Energy Transient Explorer-2 (HETE-2)High Energy Transient Explorer-2 (HETE-2)

重量 124 kg大きさ 　 89 cm ( 高さ ) x 66 cm ( 幅 )軌道 高度 625 km, 赤道軌道姿勢 　 反太陽方向打ち上げ 2000 年 10 月 9 日

Soft X-ray Camera(SXC)

MIT (USA)

Satellite system

MIT (USA)

Wide-field X-ray Monitor (WXM)

理研 ( 日本 )/LANL (USA)

French Gamma-ray Telescope (FREGATE)

CESR (France)

Attitude control optical camera

MIT (USA)

HETE-2 HETE-2 の特徴の特徴(1) 地上観測者への GRB 発生位置の速報(2) 広いエネルギー範囲 (2-400 keV) での GRB 本体のスペクトルスコピー

15 副地上局 3 主地上局

GRB020903GRB020903バースト発生時間バースト発生時間 :: 2002 年 9 月 3 日 10:05:38 バーストの特徴バーストの特徴 :: ・継続時間 (2-10 keV): 4.9 秒 (T50), 9.8 秒 (T90) ・ X-ray / –ray fluence 比 : S(2-30 keV) / S(30-400 keV) = 5.6 ・ Peak flux (1s, 2-10 keV): (2.2 ±0.8) ph cm-2 s-1 ・ Total fluence (2-10 keV): (5.9 ±1.4) x 10-8 erg cm-2

Afterglow:Afterglow: ・可視光天体 (OT) (Palomar 200-inch, Soderberg et al.) ・母銀河の赤方偏移 z = 0.25±0.01 (Soderberg et al., Chornock & Filippenko) ・ OT の位置に電波天体 (VLA, Berger et al.) ・母銀河は 不規則銀河 (HST, Levan et al.)

バースト発生時間バースト発生時間 :: 2002 年 9 月 3 日 10:05:38 バーストの特徴バーストの特徴 :: ・継続時間 (2-10 keV): 4.9 秒 (T50), 9.8 秒 (T90) ・ X-ray / –ray fluence 比 : S(2-30 keV) / S(30-400 keV) = 5.6 ・ Peak flux (1s, 2-10 keV): (2.2 ±0.8) ph cm-2 s-1 ・ Total fluence (2-10 keV): (5.9 ±1.4) x 10-8 erg cm-2

Afterglow:Afterglow: ・可視光天体 (OT) (Palomar 200-inch, Soderberg et al.) ・母銀河の赤方偏移 z = 0.25±0.01 (Soderberg et al., Chornock & Filippenko) ・ OT の位置に電波天体 (VLA, Berger et al.) ・母銀河は 不規則銀河 (HST, Levan et al.)

GRB020903GRB020903

WXM

OT

SXC

GRB GRB と 超新星爆発の関連 と 超新星爆発の関連 (1)(1)GRB030329 / SN2003dhGRB030329 / SN2003dh

WXM: 2-25 keV

FREGATE: 7-400 keV7-30 keV

GRB GRB と 超新星爆発の関連 と 超新星爆発の関連 (2)(2)GRB030329 / SN2003dhGRB030329 / SN2003dh

発生直後 24 時間後

世界最速で残光発見 ( 理研 屋上望遠鏡 )

東工大屋上望遠鏡

（ Torii et al. 2003)

(Sato et al. 2003)

残光から Ic 型超新星のスペクトル

67 分後 5 時間後 2 日後

終わり終わり

GRB GRB の光度曲線 の光度曲線 (HETE(HETE のバーストのバースト ))

Seconds since trigger

Co

un

ts /

s

GRB020813

GRB030329

GRB020531

click

スパイク状の強度変動

継続時間の長いもの短いもの

GRB GRB の全天分布の全天分布

(http://cossc.gsfc.nasa.gov/batse/index.html)click

BATSE-PVO logN-lopPBATSE-PVO logN-lopP

P-0.8 (z max = 1~2)

(PVO: Pioneer Venus Orbiter, 1978-1992, 100 keV – 2 MeV, CsI scintillator)

P-1.5 (z max = 0.2~0.3)

log

N y

r -1

(Fenimore et al. 1993, Mao and Paczynski 1992)click

GRB970228GRB970228X-ray

http://bepposax.gsfc.nasa.gov/bepposax/first/grb970228.htmlclick

8 hours after the trigger ~ 3 days after the triggerOptical (V band)

21 hours after the trigger ~ 9 days after the trigger

(van Paradijs et al. 1997)One more click for optical, then

ガンマ線バースト からの放射ガンマ線バースト からの放射GRB720427 (Metzger et al. 1974, Trombka et al. 1974)

- Apollo 16 and Vela 6A - X 線領域で同様の時間変動

(http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/vela5b/vela5b.html) (http://heasarc.gsfc.nasa.gov

/docs/heasarc/missions/images/apollo1516_images.html)

Vela (1970-1979) Apollo 16 (1972)

X 線観測の重要性

ぎんが衛星 GBD-PC: 2-25 keV-SC: 15-400 keV

HETEHETE10 100 1000

Energy (keV)

Ph

oto

n c

m-2 s

-1 k

eV-1

10

10-1

10-3

10-5

E-1.36

E-2.63break

2.8-7.9 keV

67-5100 keV

6s

click