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