Fermi_2011June.ppt

ガ 線ガ 線フェルミ・ガンマ線衛星フェルミ・ガンマ線衛星で見た宇宙で見た宇宙で見た宇宙で見た宇宙

June. 25, 2011 @ 京都産業大学

Tsunefumi Mizuno (Hiroshima Univ )Tsunefumi Mizuno (Hiroshima Univ.)on behalf of the Fermi-LAT Collaboration

1T. Mizuno et al.

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ContentsContents

• フェルミ衛星の３年間の成果について紹介

2008年6月打ち上げ

3c454.3 Fermi-LAT 1 year all-sky gamma-ray mapフ リダ州

2T. Mizuno et al.

Fermi-LAT 1 year all-sky gamma-ray mapフロリダ州ケープカナベラル基地

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GammaGamma--ray Sky (preray Sky (pre--Fermi)Fermi)

• EGRET (1991-2000)によるガンマ線マップ

明るいガンマ線天体と銀河面放射がもやもやと見える– 明るいガンマ線天体と銀河面放射がもやもやと見える

Vela GemingaGalactic Center

3c454.3

Crab

3T. Mizuno et al.271 sources (Hartmann+99)

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GammaGamma--ray Skyray Sky (Fermi Era)(Fermi Era)

• フェルミ衛星による1年間全天ガンマ線マップ

多数のガンマ線源がはっきり見える– 多数のガンマ線源がはっきり見える

Vela GemingaGalactic Center

3c454.3

Crab

4T. Mizuno et al.>1400 sources(Abdo+10, ApJS 188, 405)

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GammaGamma--ray Skyray Sky

• フェルミ衛星による1年間全天ガンマ線マップ

多数の新しいガンマ線源がはっきり見える– 多数の新しいガンマ線源がはっきり見える

Fermi以前は, PulsarまたはBlazar以外はほとんど(または全く)知られていなか た種族

Vela Geminga

(または全く)知られていなかった種族

PSR (radio/X)

Blazar

3c454.3

CrabBlazar

5T. Mizuno et al.>1400 sources(Abdo+10, ApJS 188, 405)

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GammaGamma--ray Skyray Sky

• フェルミ衛星による1年間全天ガンマ線マップ

多数の新しいガンマ線源がはっきり見える– 多数の新しいガンマ線源がはっきり見える

Fermi以前は, PulsarまたはBlazar以外はほとんど(または全く)知られていなか た種族 今日の主役

Vela Geminga

(または全く)知られていなかった種族: 今日の主役

Radio-quiet PSRRadio-quiet PSRSNRGlobular Clusteretc.

3c454.3

CrabNon-Blazar AGNNormal Galaxyetc

6T. Mizuno et al.>1400 sources(Abdo+10, ApJS 188, 405)

etc.

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FermiFermi LATLATFermiFermi--LAT LAT InstrumentsInstrumentsInstrumentsInstruments

7T. Mizuno et al.

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GLAST GLAST LaunchLaunch

• Launched on June 11, 2008• Science Operation on Aug 4, 2008

GLASTはFermi衛星の旧称

• Orbit: 565 km, 26.5o (low BG)

5-yr mission(10-yr goal)y g

Cape Canaveral Air Station @ Florida

8T. Mizuno et al.

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GLAST => FermiGLAST => Fermi

• 宇宙物理の分野でも名高いフェルミ教授の名を称えて名付けられた.名付けられた.

Enrico Fermi (1901-1954)フェルミ統計 (1926)放射性元素の研究 (1938 Novel Prize)

9T. Mizuno et al.

放射性元素の研究 (1938 Novel Prize)宇宙線のフェルミ加速 (1949)

Fermi衛星=LAT+GBM

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FermiFermi--LAT CollaborationLAT Collaboration

France

Italy • Hiroshima Univ.• Tokyo Tech

Japan

Tokyo Tech• ISAS/JAXA• Waseda Univ.• Tokyo Univ.N U iSweden

US

• Nagoya Univ.• Aoyama Gakuin Univ.• Kyoto Univ.

US

~400 members(日本グ プ 20名)

10T. Mizuno et al.

(日本グループ~20名)

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Large Area TelescopeLarge Area Telescope

• Pair-conversion type γ-ray telescope

• Tracker: Si-strip detectorsdirection measurement

20 MeV- 300 GeV

~200 um pitch =>high precision tracking

•ACD: plastic scintillatorsBG j tiBG rejection

•Calorimeter: CsI scintillatorsEnergy measurement

segmented tiles =>prevent self-veto

11T. Mizuno et al.

Energy measurement

hodoscopic crystals =>shower profile

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Large Area TelescopeLarge Area Telescope

• Pair-conversion type γ-ray telescope

• Tracker: Si-strip detectorsdirection measurement

Key element of LAT developed by Key-element of LAT, developed by HPK and Hiroshima Univ.

Low-noise (~2.5nA/cm2)High-quality (dead strip: <0.01%) SSD

12T. Mizuno et al.

g q y ( p )~106 channels in total SSD

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Science Breakthroughs of 2009Science Breakthroughs of 2009

• Fermi is recognized as one of the top science breakthroughsscience breakthroughs

Science, December 2009Discovery of 16 new pulsars

13T. Mizuno et al.

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2011 Rossi Prize2011 Rossi Prize

• ロッシ賞: Bruno Rossi (Giacconiと並ぶX線天文学の開祖)の功績を讃えて作られた賞)

2011年 Fermi-LATチーム

2001年 A. Fabian & 田中靖郎

14T. Mizuno et al.

1989年 Kamioka & IMB

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フェルミ・ガンマ線衛星フェルミ・ガンマ線衛星フェルミ・ガンマ線衛星フェルミ・ガンマ線衛星で見た宇宙で見た宇宙で見た宇宙で見た宇宙

•超新星残骸と宇宙線•新星からのガンマ線放射の発見

15T. Mizuno et al.

•ガンマ線バースト: 宇宙ジェット

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GammaGamma--ray Sky (ray Sky (再掲再掲))

• フェルミ衛星による1年間全天ガンマ線マップ

多数のガンマ線源がはっきり見える– 多数のガンマ線源がはっきり見える

• 誰が, どうやってガンマ線をだすのか

Vela GemingaGalactic Center Vela GemingaGalactic Center

3 454 3

Crab

16T. Mizuno et al.

3c454.3

>1400 sources(Abdo+10, ApJS 188, 405)

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GammaGamma--ray Sourcesray Sources

• 様々な天然の加速器がガンマ線を放射する

Vela Geminga

3c454.3

Crab

立命館大学

17T. Mizuno et al.

命館 学森研究室のHPより

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Emission MechanismEmission Mechanism

• 4つの非熱的プロセスでガンマ線を放射

宇宙線や 星間ガス 光子 磁場を調べることが可能

シンクロトロン放射 制動放射

– 宇宙線や, 星間ガス・光子・磁場を調べることが可能

(星間磁場)(星間ガ )

逆コンプトン散乱

核子-核子反応

( 間 場)(星間ガス)

(星間光子)

18T. Mizuno et al.

宇宙線は星間磁場で曲げられるが, ガンマ線は直進

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ガンマ線天体ガンマ線天体1: 1: 超新星残骸超新星残骸

• 超新星残骸(SNR): 超新星爆発でできる殻状の星雲

SN1006 by SN1006 by Chandra

19T. Mizuno et al.

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ガンマ線天体ガンマ線天体1: 1: 超新星残骸超新星残骸

• 超新星残骸(SNR): 超新星爆発でできる殻状の星雲

•宇宙線加速源の有力候補エネルギー収支エネルギ 収支

WCR~1040 erg/sWSN~1051 erg/30y~1042 erg/sの1%で賄える

加速理論超新星の爆風が作る衝撃波で加速しうる (Fermi加速)

~1000 km/s

陽子を加速しているか?宇宙線の総エネルギーを説明できるか?

H. Katagiri

20T. Mizuno et al.

宇宙線の総エネルギ を説明できるか?最高加速エネルギーは？(Eknee)

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ガンマ線天体ガンマ線天体1: 1: 超新星残骸超新星残骸

• 超新星残骸(SNR): 超新星爆発でできる殻状の星雲

•宇宙線加速源の有力候補エネルギー収支エネルギ 収支

WCR~1040 erg/sWSN~1051 erg/30y~1042 erg/sの1%で賄える

~1000 km/s加速理論

超新星の爆風が作る衝撃波で加速しうる (Fermi加速)

陽子を加速しているか?宇宙線の総エネルギーを説明できるか?

H. Katagiri

21T. Mizuno et al.

宇宙線の総エネルギ を説明できるか?最高加速エネルギーは？(Eknee)

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GeVGeV--emitting SNRsemitting SNRs

• 10以上のSNRをGeVで検出

• ２つのカテゴリ

(2010 Feb. NASAプレスリリース)

22T. Mizuno et al.

– 若いSNR (CasAなど)– 分子雲と相互作用する中年齢SNR (W44など)

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Young SNR: Cassiopeia AYoung SNR: Cassiopeia A

• 銀河系内で２番目に新しいSNR (τ=340 yr)明るい電波源(宇宙線電子) T V放射有り• 明るい電波源(宇宙線電子), TeV放射有り

Fermi LAT

GeVで点源状だが, パルサーとずれた位置有為なパルスなし

PSR

Fermi LAT

有為なパルスなし

GeV γ線はSNRから

Abdo+09, ApJ 710, L92CA: Funk Uchiyama

23T. Mizuno et al.

CA: Funk, Uchiyama

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Spectrum of Cassiopeia ASpectrum of Cassiopeia A

• ハドロン起源かレプトン起源かは常に議論の的

100MeV 10GeV 1TeV

– シンクロトロン電波から, 電子密度に上限がつく

24T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

Spectrum of Cassiopeia ASpectrum of Cassiopeia A

• ハドロン起源かレプトン起源かは常に議論の的

• Brems+IC100MeV 10GeV 1TeV

• π0-decay• B=0.12 mG, We=1x1049 erg(X線はB~0.5 mGを示唆)

•陽子起源の方が観測によく合う

y• B>0.12 mG, Wp=3x1049 erg(適当な陽子スペクトルで説明可)

25T. Mizuno et al.

•陽子起源の方が観測によく合う• WCR=(1-4)x1049 erg, a few % of ESN

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The Energy SpectraThe Energy Spectra

S. Func@HEAD meeting YoungMid-aged gMid aged

C ALAT range

CasA

0 1 1 10 100 G V

• 陽子起源をfavorする物もある

• エネルギー総量の議論が可能に

0.1 1 10 100 GeV

26T. Mizuno et al.

• エネルギー総量の議論が可能に

• 年齢による違い: 宇宙線の加速と放出

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ガンマ線天体ガンマ線天体22：新星爆発：新星爆発

• 新星: 白色矮星と通常の星の連星. 白色矮星にガスが降り積もり爆発的核融合を起こす=新星爆発が降り積もり爆発的核融合を起こす=新星爆発

銀河系では頻繁にみられるV407 Cygni

赤色巨星•銀河系では頻繁にみられる:30-60/yr

• Enova~1044 erg(SN: ~1/30yr)(ESN ~1051 erg)nova g

(太陽の1000年分)

• 新星がγ線を出すとは考え

White Dwarf

新星がγ線を出すとは考えられていなかった

27T. Mizuno et al.

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Nova V407 Nova V407 CygniCygni in Visible Lightin Visible Light

~9.5 mag ~7 mag

• 日本人アマチュアが発見 花山天文台で確認・通報

28T. Mizuno et al.

• 日本人アマチュアが発見, 花山天文台で確認・通報

西山浩一, 椛島冨士夫, 前原裕之(花山天文台)

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Nova V407 Nova V407 CygniCygni in in γγ--RaysRays

2010 Aug. 2010 Aug. NASA プレスリリース

Abdo+10, Science 329, 817

• ほぼ同時にγ線が増光していたことを確認

29T. Mizuno et al.

• ほぼ同時にγ線が増光していたことを確認

–新星からのγ線を始めて検出

Fermi_2011June.ppt

Nova V407 Nova V407 CygniCygni Light CurvesLight Curves

ガンマ線ガンマ線

可視光可視光

X線

• ほぼ同時にγ線が増光していたことを確認

30T. Mizuno et al.

• ほぼ同時にγ線が増光していたことを確認

–新星からのγ線を始めて検出

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V407 V407 CygniCygni Binary SystemBinary System

• 赤色巨星から~10 km/sの星風

新星爆発 物質放出

31T. Mizuno et al.

• 新星爆発で物質放出: ~3000 km/s

Fermi_2011June.ppt

V407 V407 CygniCygni Binary SystemBinary System

• 赤色巨星から~10 km/sの星風

新星爆発 物質放出

32T. Mizuno et al.

• 新星爆発で物質放出: ~3000 km/s–赤色巨星近くの衝撃波で粒子加速が期待される

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Spectrum and Spectrum and EnergeticsEnergetics

• ~2 GeVで折れ曲がり.2 GeVで折れ曲がり. 陽子のπ0崩壊で説明できる(lepton起源も可能)

• Eγ=4x1041 erg => Ep~1043 erg

• Enova~1044 erg の10%が粒子加速に費やされた

• SNRと同様の粒子加速は, より小規模の新星でも

粒子加速に費やされた

33T. Mizuno et al.

SNRと同様の粒子加速は, より小規模の新星でも起きうる

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その他の新その他の新γγ線天体線天体

CTA1中の新しいパルサーAbdo+08, Science 322, 1221

CenA lobe: 銀河より巨大な領域で粒子加速CenA lobe: 銀河より巨大な領域で粒子加速Abdo+10, Science 328, 725

銀河とジェットガンマ線

NGC1275: 新種のガンマ線銀河Abo+09, ApJ 699, 31

34T. Mizuno et al.

, p ,

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ガンマ線天体ガンマ線天体3: 3: ガンマ線バーストガンマ線バースト

• ガンマ線で突如輝く現象. 核実験監視衛星Velaが1967年発見1967年発見.

• 宇宙論的距離にあり, 光度1051 erg/s(~全銀河の光度)に達する宇宙最大の爆発現象度)に達する宇宙最大の爆発現象.

• 継続時間で２つに分類. 大質量星の重力崩壊(極超新星)または中性子星連星の合体とされる.新星)または中性子星連星の合体とされる.

2 s

35T. Mizuno et al.T90 (duration) in seconds

Time (s)

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GammaGamma--Ray Bursts OverviewRay Bursts Overview(M 2001 S i 291 79)

Γ>=100外部衝撃波

(Meszaros 2001, Science 291, 79)

内部衝撃波

外部衝撃波

ガンマ線バースト 可視・赤外・

X線残光

• 中心天体から超相対論的ジェットが放出. 視線方向と 致するとGRBとなる向と一致するとGRBとなる

– ジェット内シェル同士の衝突(内部衝撃波)でガンマ線

星間物質との衝突(外部衝撃波)で可視/X線残光

36T. Mizuno et al.

– 星間物質との衝突(外部衝撃波)で可視/X線残光

観測からLorentz因子>=100 “宇宙最強のジェット”

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Fermi for GRBFermi for GRB

LAT GBM(N I & BGO)GeVガンマ線

ガンマ線バーストモニタ

(NaI & BGO)GeVガンマ線イメージング 8keV-40MeV

20MeV-100GeV

• FermiはGBMとLATで10 keV• FermiはGBMとLATで10 keVから100 GeVをカバーできる•ジェットはどこまで加速されているか ?

内部衝撃波(シンクロトロン放射)

されているか ?•未知の放射成分はあるか?

37T. Mizuno et al.

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Fermi View of GRBFermi View of GRB

• 全天をモニタするGBM + GeV放射を検出するLAT打ち上げ後２年で• 打ち上げ後２年で– 514 GBM GRBs (約半数がLATの視野内)– 18 LAT GRBs

~0.7/日~0.7/月月

4つのモンスターGRB (>=100 above 100 MeV)

38T. Mizuno et al.

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GRB090510: Bright Short GRBGRB090510: Bright Short GRB

Abdo et al. 2009, Nature 462, 331GRB 090510 (short)

•初めての「明るい」8-260keV

0.26-5MeVGBM

初めての 明るい」Short GRB. ~10 msのスパイク

LAT all events• z=0.9 (73億光年)

>100 MeV

>1G V

LAT•最高で31 GeV

•高いエネルギー放射>1GeV 高い ネルギ 放射の遅れや長寿命GeV放射が見られる

Abd 09 N t 462 3310 1 2s

39T. Mizuno et al.

Abdo+09, Nature 462, 331(CA: Granot, Guiriec, Ohno, Pelassa)

Fermi_2011June.ppt

Limits on Lorentz FactorLimits on Lorentz Factor

• 早い変動(小さな領域)&高い光子数=>電子陽電子対生成を起こし, 高エネルギー光子は外に出れないはず起こし, 高 ネルギ 光子は外に出れないはず

182

photonT 104

≥≈RNπ

στ厚さ

attenuation lengthAbdo+09

ApJ 716, 1178

• ジェットがLorentz因子Γで観測者に向いていれば, – サイズRはΓ2倍 (相対論的Beaming)

4 Rπg

( g)– エネルギーは1/Γ倍 => 対生成に寄与する光子数減少

なのでτは~1/Γ6程度で済む. ここからΓmin~1000となる.

• これだけ強力なジェットは例がない (活動銀河核で~10).

40T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

Limits on Lorentz Invariance ViolationLimits on Lorentz Invariance Violation

• 一部の量子重力理論はLorentz不変の破れ( )を予言.cv ≠ph

• 遠方の 同時に起きた 高エネルギ 光子イベント(GRB)• 遠方の, 同時に起きた, 高エネルギー光子イベント(GRB)で検証できる.

2009 O t プレスリリ ス資料より

41T. Mizuno et al.

2009 Oct. プレスリリース資料より

Fermi_2011June.ppt

Limits on LIVLimits on LIV31GeV光子到来GRBの開始

E<=5MeV

E>=10MeV

• 31GeVの光子は最大でも0.86秒の遅れ

MQG 1>1.2 Mplank

42T. Mizuno et al.

QG,1 plank

初めて, プランク質量を超える制限をつけた(n=1).

Fermi_2011June.ppt

SummarySummary

• フェルミ・ガンマ線衛星の成果をいくつか紹介

超新星残骸: 宇宙線の源– 超新星残骸: 宇宙線の源

– 新星ほか, 新種のガンマ線源の発見

– ガンマ線バースト: 強力なジェット 光速不変の検証ガンマ線バ スト: 強力なジェット, 光速不変の検証

• 他にも様々なトピック. 日本グループが活躍.他にも様々なトピック. 日本グル プが活躍.– 原著論文(>100)– 天文月報「フェルミ特集」 2010年5~8月号

– 物理学会誌 2010年第3号

Thank you for your Attention43T. Mizuno et al.

Thank you for your Attention

Fermi_2011June.ppt

Backup SlidesBackup SlidesBackup SlidesBackup Slides

44T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

CR Energy SpectrumCR Energy Spectrum

Eankle

Eknee

45T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

Shock AccelerationShock Acceleration

• 超新星の爆風が星間物質中に衝撃波を作る 衝撃波面の静止系

(超新星が右側)に衝撃波を作る

• 荷電粒子の一部は周りの

(超新星が右側)

電磁流体乱流で繰り返し散乱され、衝撃波面を通過する度にエネルギーを得るする度にエネルギ を得る(Fermiの統計加速)

• E-2を予言し、宇宙線加速として都合がよい

V1/V2 ~4

46T. Mizuno et al.

V1/V2 4

Fermi_2011June.ppt

SNR w/ cloud interaction: W44SNR w/ cloud interaction: W44

•中年齢(2x104 yr)のSNR• Fermiで分解可能な大きさFermiで分解可能な大きさ•密度の濃い分子雲と相互作用しており, γ線放射が期待

47T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

LAT viewLAT view of W44of W44

Abdo+10, Science 327, 1103CA: Tanaka, Uchiyama, Tajima

x印はパルサーの位置緑のコントアは衝撃波に励起された分子雲

48T. Mizuno et al.

•高密度の分子雲からγ線が放射

Fermi_2011June.ppt

LAT Spectrum & modelingLAT Spectrum & modeling

100 MeV 10 GeV 1 TeV

• スペクトルは陽子起源が良く合う

100 MeV 10 GeV 1 TeV

49T. Mizuno et al.

Fermi_2011June.ppt

LAT Spectrum & modelingLAT Spectrum & modeling

100 MeV 10 GeV 1 TeV

• スペクトルは陽子起源が良く合う

• γ線で~1 GeV, 親の陽子で~10 GeVで折れ曲がり

100 MeV 10 GeV 1 TeV

50T. Mizuno et al.

γ線で 1 GeV, 親の陽子で 10 GeVで折れ曲がり

(予想されていなかった結果)

Fermi_2011June.ppt

GammaGamma--ray Spectrumray Spectrum

p+p -> nπ0 + X, π0 -> 2γMori08Kelner+06, PRD 74, 034018

51T. Mizuno et al.Ecut ~ 0.1Epcut

Fermi_2011June.ppt

XX--ray from V407 ray from V407 CygniCygni

• X線は遅れており, 衝撃波が周りの星間物質を加熱

52T. Mizuno et al.

X線は遅れており, 衝撃波が周りの星間物質を加熱して生じたと考えられている.

Fermi_2011June.ppt

Spectrum and Spectrum and EnergeticsEnergetics

• ~2 GeVで折れ曲がり.2 GeVで折れ曲がり. 陽子のπ0崩壊で説明できる(lepton起源も可能)

• Eγ=4x1041 erg => Ep~1043 erg

• Enova~1044 erg の10%が粒子加速に費やされた粒子加速に費やされた(非対称な系: 効率 >10%)

• IC (電子とR G からの光)

53T. Mizuno et al.

• IC (電子とR.G.からの光)なら0.4%が粒子加速

Fermi_2011June.ppt

GRB970508GRB970508

• X線残光の発見と可視分光: z=0.835(ガンマ線の位置決定精度は数度)(ガンマ線の位置決定精度は数度)

2 arcmin

54T. Mizuno et al.

1997 May 09 1997 May 14

Fermi_2011June.ppt

LongLong--lived lived GeVGeV EmissionEmission

• GRB090510 triggered by Fermi-LAT/GBM and Swift-BAT

αopt~ -0.5αopt~ 1.1

UVOT

2 2

αX~ 0.7XRT

αX~ 2.2

αγ~ 1.4LAT

T +200 sまでの長寿命GeV放射De Pasquale et al., ApJL 709, 146 (2010)

1 s 100 s 10000 s

55T. Mizuno et al.

T0+200 sまでの長寿命GeV放射βγ ~1.1でほぼ一定のスペクトル