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三原建弘 （理研 ）、 米徳大輔 、 村上敏夫 、 高橋拓也 、若島 雄大、 米持元 （金沢大） 郡司修一 （山形大） 、 當真賢二 （大阪大） GAP チーム

14pSP-5. 日本物理学会 2012.9.14. 京産 大. IKAROS 搭載ガンマ線バースト偏光検出器 ( GAP ) に よる 高偏光度 プロンプト放射の 検出. 三原建弘 （理研 ）、 米徳大輔 、 村上敏夫 、 高橋拓也 、若島 雄大、 米持元 （金沢大） 郡司修一 （山形大） 、 當真賢二 （大阪大） GAP チーム. 2012.9.8. 「冬眠」モードから覚めた IKAROS を捕捉。 1.64au 9 月 8 日は何の日？ 　・ IKAROS チームで良かったなぁ♪と実感した日（ IKAROS ブログより）. GRB の偏光　 （三原関係）.

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三原建弘 （理研 ）、 米徳大輔 、 村上敏夫 、 高橋拓也 、若島 雄大、 米持元 （金沢大） 郡司修一 （山形大） 、 當真賢二 （大阪大） GAP チーム

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Presentation Transcript

  1. 14pSP-5 日本物理学会2012.9.14.京産大 IKAROS搭載ガンマ線バースト偏光検出器(GAP)による 高偏光度プロンプト放射の検出 三原建弘 （理研）、米徳大輔、村上敏夫、 高橋拓也、若島雄大、米持元（金沢大） 郡司修一 （山形大）、當真賢二 （大阪大） GAP チーム 2012.9.8. 「冬眠」モードから覚めたIKAROSを捕捉。1.64au 9月8日は何の日？ 　・IKAROSチームで良かったなぁ♪と実感した日（IKAROSブログより）

  2. GRBの偏光　（三原関係） • GRB970228Ｘ線残光発見、宇宙論的遠方の大爆発 • 2001.11. X線・γ線偏光シンポジウム (理研 三原) • 2002-2004度 （科研費、基盤B）GRB用X線偏光検出器GAPOMの開発 • 検出器の試作、KEK-PFで偏光X線照射、　　　 　　　　 気球実験の準備 (三原 物理学会2003春秋/2005春) • RHESSIによるGRB 021206の偏光(Coburn et al. 2003) • 2005-2007度 （基盤B）散乱型 硬X線偏光検出器GAPOMの展開 • 2006.6.13. PHENEX/GAPOM気球実験 • 気球上昇中にGRBが発生したが観測できなかった。(三原 物理学会2006秋) • カニ星雲の偏光上限値を得た (Gunji et al. 2007) • 2008.5.IKAROSへのGAP搭載を理学委員会に提案(PI村上)

  3. IKAROS Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation Of the Sun 数rpmで回転 310kg （セイル膜 70kg） 放出した無線カメラで撮影 GAP 反太陽面 に配置 2010年5月21日HII-Aで打ち上げ 金星探査機あかつきの相乗り。（800kgのダミーマスの一部として）

  4. Yonetoku+2011

  5. GAmma-rayburstPolarimeter コンプトン散乱の散乱異方性を測定 幾何学的な 対称性が高い 70 – 300 keVで偏光測定 プラシンと CsIの同時計数 12個のCsIで 散乱方向を知る。 17 cm, 3700g, 5W Yonetoku+2011 後方、側方は鉛板で遮へい

  6. GAP on 直後 に最初のGRBを検出 JAXAプレスリリース2010.7

  7. ＩＰＮ　(Inter Planetary Network) ガンマ線の到達時間差を使ったＧＲＢの位置決定方法 GRB 100826Aは、他の衛星(Konus, Fermi, Suzaku, Mars Odessay, Messenger )により、図で青で囲まれた領域内と決められた。 GRB 100826A　の位置決め -10 赤緯 -15 他の衛星が求めた位置 惑星空間にいる（距離が遠い）イカロスを使うとその距離が遠いだけより高い精度で決まる。黒い帯状に走る線がイカロスにより決められた制限帯である。両者を組むと、許される領域がとても狭い事がわかる。 -20 ＧＡＰを使って　到達時間差から求めた位置 -25 -30 -35 278 279 280 281 282 赤経 20110126宇宙開発委員会への報告より

  8. 10日に1個程度 a : 10-1000 keV c : 20-5000 keV GAPが検出したGRB d : 20-200 keV b : 20-10000 keV

  9. Yonetoku+2012 GRB100826A (入射角 20度)残光未発見 トップ1%に入る 非常に明るいバースト KonusGolenetskii et al. Epeak 606 (+134/-109) keV Fluence (3.0 +/- 0.3)×10-4 erg/cm2

  10. Yonetoku+2013 GRB110721A (入射角 30度)残光あり z=0.382 散乱強度 (Counts/degree) simulationdata 観測 data 90% 1σ FermiGBM, LAT Tierney et al., Kienlinet al. T90 24.45 sec Epeak 372.5 (+26.5/-23.6) keV Fluence (3.52 +/- 0.03)×10-5 erg/cm2 2σ 3σ 偏光度84 (+16/-28) % 偏光角 160±11度 信頼度 3.3σ (99.9%) 偏光度85% 散乱角度 (deg) 偏光度 0% 散乱角度 (deg)

  11. GRB110301A (入射角48度) 残光未発見 散乱強度 (Counts/degree) 3σ Fermi GBM Foley et al. T90~ 5 sec Epeak 106.8 (+1.85/-1.75) keV Fluence (3.65 +/- 0.03)×10-5 erg/cm2 90% 1σ 2σ 偏光度 70 ±22 % 偏光角 73±11度 信頼度 3.7σ (99.98%) 偏光度 0% 偏光度 70% 散乱角度 (deg) 散乱角度 (deg)

  12. 解析結果のまとめ ■ GRB100826A：約30%の偏光度。前半と後半で偏光角の変化あり ■ GRB110721A、GRB110301A：約70%の偏光度。偏光角の変化なし ■条件のよい５例のうち４例から偏光度の90%上限値で50-80%を得ている。 ・GAPでは「GRBはすべて50%程度(40-60%)の偏光度を持つ」という仮説は許容。 (IBISでP<4%) GRB041219A ・今回の２例は、測定された偏光度が高かったため有意に検出できたと言える。 　本当に偏光度が高いのか、光子統計ゆらぎで「偏光度が高く」見えたのかは、分からない。

  13. 50%を超える偏光度は「光球の準熱的放射モデル」では説明できず、３例をすべて説明するモデルは「シンクロトロン放射モデル」に限られる。50%を超える偏光度は「光球の準熱的放射モデル」では説明できず、３例をすべて説明するモデルは「シンクロトロン放射モデル」に限られる。 １．中心エンジンから放出された大局的に向きのそろった磁場 偏光 正面 ジェットの開き角 θj、相対論的ビーミング効果 1/Γ 偏光 軸対称ジェットでも偏光角の時間変化は、 1/Γよりも小さなスケールのパッチが 存在するとすれば良い。 ２．衝撃波で生成された磁場（個々はランダムな方向を向いているが、ハイドロダイナミックなスケール以内では方向がそろっている） Yonetoku+2013

  14. まとめ ■ GAPは2010.6.21-2011.8.25で合計30例のGRBを検出。 ■ これまでに 3 例の GRB からガンマ線偏光を検出した。 GRB 偏光有意度　偏光度　　 偏光方向の変化 100826A2.9σ27(±11)%　 第１、第２ピークで偏光方向回転 110301A3.7σ70(±22)%　 ２-６個のマルチピークで偏光方向同じ 110721A3.3σ84(+16-28)% シングルピーク、偏光方向同じ ■ 質の良い５例のうち４例から、偏光度の90%上限値で 50-80%を得ている。 ■ 50%を超える高い偏光度を説明するには、 　　シンクロトロン放射モデルがもっともよい。 ■放射領域の磁場構造は、ゆるやかにそろった、衝撃波で生成された磁場か、中心エンジンから放出された大局的に向きのそろった磁場であると推測される。

  15. 質問 井岡さん　シンクロトロンモデルしかだめ、というわけではない。 　ただ、高い率で偏光度が高いイベントが多いということになると、 　散乱では苦しい。 ＧＡＰはまだ例数が増えるんですか？ 　今日ＯＮすると言っていました。われわれはそう願っています。 GRB100826A どうやって境目の５０ｓを選んだんですか？ 　ちょうど２つ目のピークが始める前で。 装置は生きているんですか？ 　これから確かめます。 　冬眠状態の時に、ＧＡＰ側から太陽光が当たり、ＧＡＰプレートが100度 になったという解析結果がある。CsIが100℃になると、ぐにゃっと曲がるかも知れない。たぶん大丈夫でしょうけど。 まだ、いろいろ許されるモデルはあるようですか、それを決めるにはどのような観測をすればいいですか？ 　観測例数を上げることだと思います。 森さん　今回の偏光度が高かった２例は、明るい方から２つですか？ 　いえ。そういうわけではありません。正確な順番は予稿に書いておきましたが、 　トップ３ではありませんが、トップ10には入っています。 聴衆　約６０人

  16. IKAROSの軌道 金星最接近から2012年3月 2010.12.8.- 2012.3.31. 打ち上げから金星最接近 2010.5.21.- 2010.12.8. 2012年4月から最遠点 2012.4.1.- 2012.12.6. 2011.8.25 最後のGRB 2012.9.14現在 太陽距離: 0.73au地球距離: 1.64au 太陽ー地球固定系 2012.1.-5月冬眠モード 2011.10.18. 逆スピンに移行。-5.3rpm 2012.1.6. 太陽角低下により、冬眠モードへ。 2012.9.8.（先週土曜）に冬眠後のIKAROS発見。 -6.5rpm - 冬眠期間中に太陽熱でシンチレータがやられていないか？ 来週から臼田が改修にはいり、2012.10末にMGAで運用できるかも。 次の活動期 2013.4-8期は、同じくらい遠い。 その次の活動期は 2014.2-6期で、再び地球に近くなるが。 金星flyby時の画像

  17. GRB021206 (RHESSI) Coburn & Boggs (2003, Nature) 0.15 – 2.0 MeV, 入射角度 18 度 Π = 80 ± 20 % Confidence level> 5.7 σ (Chance Prob. = 3.5 x 10-8) 制限できない という結果 Rutledge & Fox (2004) : Π < 100 % Wigger et al. (2004) : Π = 41 (+57, -43) It seems unlikely that a constraint will emerge from further RHESSI observations.

  18. 過去の観測装置– RHESSI ＆ INTEGRAL – INTEGRAL (SPI) RHESSI 複雑な検出器形状： 散乱角度の評価が難しい コンプトン散乱型の偏光計としては系統誤差の評価が難しい。 幾何学的形状が簡単で、同期イベントを処理できることが重要。

  19. GRB041219A (INTEGRAL) Götz et al. 2009 (INTEGRAL-IBIS) Karemci et al. 2007 (INTEGRAL SPI)

  20. GRB041219A (INTEGRAL) ■ Götz et al. 2009 (IBIS: 200 – 800 keV ) ■ McGlynnet al. 2007 (SPI: 100 – 350 keV) First peak 63 (+31, -30) 70 (+14, -11) ■ Kalemciet al. 2007 (SPI: 100 – 350 keV) First peak 100 ± 36 48.3 ± 3.8 Total 98 ± 33 45.4 ± 5.2

  21. 角度応答に関する系統誤差の評価 57Co (122keV) 57Co (122keV) を用いた実験 入射角度 20度 1m Geant4 系統誤差 (標準偏差) 1.8% 0 < θ < 40 度の範囲では 入射角度に依らず 1.8 % 程度

  22. 継続時間と偏光度 T90 ：短い 偏光度高い 偏光度 (%) 5sec / pulse 3sec / pulse 1sec / pulse T90 ：長い 偏光度低い 継続時間 (sec) 強い偏光度を持った独立なパッチを N 個観測したときの偏光度

  23. IKAROS 2010年 5月21日 打ち上げ成功 Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation Of the Sun

  24. GAmma-rayburstPolarimeter 70 – 300 keVで偏光測定 ■ コンプトン散乱の散乱異方性を測定 ■ 幾何学的な対称性が高い r0 : 古典電子半径 E0 : 入射光子のエネルギー E : 散乱光子のエネルギー 散乱ガンマ線の強度 17 cm, 3700g 200 0 100 300 GAP (センサー) 散乱角度

  25. 偏光度と解析に用いたコインシデンスカウント数の関係偏光度と解析に用いたコインシデンスカウント数の関係 27±11 GAPの偏光検出限界 に相当する 点線で示したラインが、おおよそ実効的な 3σ 検出限界。 「偏光が存在しない」と断言できるイベントはまだ見つかっていない。

  26. どの情報が真実なのか、全くわからない

  27. ガンマ線バーストの想像図

  28. ガンマ線バーストの想像図 重い星が爆発してブラックホールが誕生すると、中心からほぼ光速のジェットが飛び出す。 (2) 「ガンマ線の偏光が検出された」ことから、　　放射領域には数万ガウス程度のよく揃った　　強磁場が存在していると考えられます。 　背景の図において、ジェット内部の赤線は　　強磁場を表現したものです。 (3) 「偏光方向が短時間で変化した」ことは、　　ジェット内部にはガンマ線を作り出す領域が いくつか点在していて、それぞれの磁場の　　向きは異なっていると考えられます。 (4) 電子・陽電子が強磁場に絡みつくことで ガンマ線を作り出していると考えるのが自然です。

  29. GRB090102 RINGO: Steele et al. 2010, Nature 160.8 秒後からの観測 Π = 10 ±1% GRB060418 RINGO: Mundel et al. 2007, Science 203 秒後からの観測で Π < 8 % (2σ upper limit)

  30. 磁場が良く揃っている場合 ランダム磁場の場合はジェットを端から見た場合に偏光する パッチ状にローカル磁場が揃っている場合

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