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Fermi による GRB 観測を受けてCTA に期待すること
浅野勝晃(東工大 )
Fermi GRBsFermi GRBs
1 年で 252 GRBs ( GBM )、内 138 個が LAT 視野内
1 年間のデータ
GRB 080916C
>100MeV
>1GeV
260keV-5MeV
8keV-260keV
z=4.35Eiso=8.8x1054erg
Long GRB Delay
3GeV
13GeV
Abdo et al. Science 323, 1688
Delay
ローレンツ因子
GRB 080916C
900
GeV と MeV が相関していることが前提
Integral による光度曲線
Greiner et al. A&A 498, 89
Short GRB 090510
Short GRB Precursor Delay
z=0.903Eiso=1053erg
8keV-260keV
260keV-5MeV
>100MeV
>1GeV31GeV, 3.4GeV
GRB 090510; Spectra
Band+ Extra PL
GRB 090510; Minimum Γ
1200
Cascade due to photopion production
3.4GeV
R=1014 cm=1500
200/
10/ 3
LL
UU
p
B
Synchrotron and Inverse Compton due to secondary electron-positron pairs
Band component
-absorption
Asano, Guiriec & Meszaros 2009
GRB 090902B
Eiso=4x1054 erg @ z=1.822Abdo et al. ApJ 706, L138
GRB 090902B
Hadronic Model
4.6-9.6s
α=-0.07, β=-3.9
Photosperic?
SSC Model
Toma, Wu & Meszaros 2009 for GRB 080916C
Gamma-Ray Afterglow
GRB 090510
2009
2009b
単純なシンクロトロンモデルで Fit可
p=2.4 εB<<1
Kumar & Duran 2009
Jet Break? νm>νopt?
MAGIC の試み
GRB080430@8ks
シンクロトロン残光の最大エネルギー
eB
cmt
B
cmt e
T
e
acc2cool
6
B
e
T
62
max
MeV1583
eT
22max
emax
cm
he
cm
eB
100GeV をシンクロトロンで出すには Γ=1000 を保つ必要がある。Late Afterglow では絶望的。IC に期待 8/3
,8/1
18/1
52
8/1
35260
512
3
sobs
obsp
tnEtcnm
E
Prompt と残光の重なり
Source
Internal Shock
Escaped photon
Onset of Afterglow
High-energy Photon
高エネルギー光子(> GeV )の変動を評価する必要がある。090510
ISM
EBL に対する制限
z=5 z=4 z=3 z=2 z=1 z=0.5 z=0.1
E2 n(E) [eV/cm3]
E [eV]
ミリ波 サブミリ波 遠赤 中間赤 近赤 可視 UV
10-4 10-3 10-2 10-1 100 10110-4
10-3
10-2
10-1
100
101
102
103
Kneiske
Measuring the Speed of Light
GRBs: Bright Distant Objectswith Emissions of Wide Energy Ranges -> Ideal to measure the difference of “c”!
NYTimes ’09 Oct. 28
Loop quantum gravity?
At least MQG,1>Mpl !
“c” is the same with 18 digits!
29979245800.0000000?? cm/s depends on E?
Fermi Symposium
Summary of LAT BurstsSummary of LAT Bursts
GRB duration# of events> 100 MeV
# of events > 1 GeV
delayed HE onset
Long-lived HE
emission
Extra Componen
t
Highest Energy
Redshift
080825C long ~10 0 ? ✔ x ~600 MeV
080916C long >100 >10 ✔ ✔ ? ~ 13.2 GeV 4.35
081024B short ~10 2 ✔ ✔ ? 3 GeV
081215A long — — — — -- —
090217 long ~10 0 x x x ~1 GeV
090323 long ~20 >0 ? ✔ ? ? 3.57
090328 long ~20 >0 ? ✔ ? ? 0.736
090510 short >150 >20 ✔ ✔ ✔ ~31 GeV 0.903
090626 long ~20 >0 ? ✔ ? ?
090902B long >200 >30 ✔ ✔ ✔ ~ 33 GeV 1.822
090926 long >150 >50 ✔ ✔ ✔ ~20 GeV 2.1062
Conclusions
• Γ>1000 は確からしい。念のため GeV の変動時間スケールを評価する必要あり。
• GeV 放射の遅れ -> 大有効面積で確かめる必要あり。• GeV 残光。 GeV パルスをきっちり求める。• Extra Component -> Afterglow? Hadronic? 光度曲線
から判定、残光でなければ Challenging• EBL に制限。• 光速度のエネルギー依存性に制限。
CTA単純に有効面積が千倍なら、 1 パルスの中に 1000 個の photons @ 30 GeV 内 100 個が >300GeV, 10 個が >3TeV
Prompt も観測できれば、 MeV-GeV の相関を議論できる。 -> GeV の起源、ローレンツ因子、量子重力
GeV 残光は千秒程度続いている。 見に行きさえすれば受かるであろう。
1 年に何個見に行けるか?めげずに何度でも見に行く必要アリ