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Signatures of GRB host galactic Dust in the Afterglows

雑誌会　 080714. Signatures of GRB host galactic Dust in the Afterglows. Signatures of Extragalactic Dust in pre-Swift GRB Afterglows Authors: D. A. Kann, S. Klose, A. Zeh → GRB の母銀河は SMC みたいなものだ。 Determining the Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies:

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Presentation Transcript

  1. 雑誌会　080714 Signatures of GRB host galactic Dust in the Afterglows Signatures of Extragalactic Dust in pre-Swift GRB Afterglows Authors: D. A. Kann, S. Klose, A. Zeh →GRBの母銀河はSMCみたいなものだ。 Determining the Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies: A Direct Method Based on Optical and X-ray Photometry Authors: Yuan Li, Aigen Li, Daming Wei →GRBの母銀河はMW、LMC、SMCもどれも違う。 Very different X-ray to optical column density ratios in gamma-ray burst afterglows: ionisation in GRB environments Authors: D. Watson, J. Hjorth, J. P. U. Fynbo (DARK, NBI, U. Copenhagen), P. Jakobsson (U. Herts.), S. Foley (UCD), J. Sollerman (DARK, NBI, U. Copenhagen) R. A. M. J. Wijers (U. Amsterdam) →可視とX線から見積もれるNHは違うものを見ている。 Uehara Takeshi

  2. introduction ダストとガスの特徴は宇宙の歴史を経た星形成銀河ISMを理解することに重要。 GRBのSEDを書くときに吸収量が見積もれないと議論できない。 • 我々の銀河については吸収量はよくわかっている。 　　　 （Schlegel + 98, Kalberla + 05） • しかし、母銀河のダストの吸収量はわかっていない。 MW、LMC、SMCなどのダストのモデルを用いる。 大望遠鏡を用いる。 仮定するしかない。 一日に一個以上もあるGRBの母銀河を観測してもらうのは 　　難しい

  3. Pre-Swift (Kann +05)

  4. Dotted MW Dashed LMC Solid SMC まあ、よく合っているかもしれない。

  5. あっていないのもやはりいる。。。。。。

  6. MW、LMC、SMCの仮定は良くない Determining the Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies: A Direct Method Based on Optical and X-ray Photometry Authors: Yuan Li, Aigen Li, Daming Wei GRB標準モデル に従ってると仮定 しても大丈夫な時 間でのスペクトル を抜き出す。

  7. X線をwabs*powerlowでフィットして Wabs分を除いたもの。 Flux density Hz 近赤外線可視域 X線域 この部分をGRBの標準モデルから得られた 可視域での補正分とする。 で、MW、SMC、LMCと仮定した補正分と比べる。

  8. ぜんぜん、標準モデルとMW、SMC、LMCと合わない。ぜんぜん、標準モデルとMW、SMC、LMCと合わない。 K U （rest frame）

  9. Xで見積もったものとH I （Lyα）NHが一致しない Very different X-ray to optical column density ratios in gamma-ray burst afterglows: ionisation in GRB environments Authors: D. Watson, J. Hjorth, J. P. U. Fynbo (DARK, NBI, U. Copenhagen), P. Jakobsson (U. Herts.), S. Foley (UCD), J. Sollerman (DARK, NBI, U. Copenhagen) R. A. M. J. Wijers (U. Amsterdam) Data: z>2のGRB (Jakobsson +06a)を用いた。 X線はスペクトルを wabs*powerlow でソフトX側での折れ曲がりから見積もる。 　→全HH 可視域のスペクトルのLｙαの吸収量（damped Lyα absorbers）から見積もる 　→H IのNH

  10. Discussion1 吸収体MgIIはソフトX線を吸収する。 もしあるとしたら、かなり大きなものが必要 ブレーザーより圧倒的に多い。 高いcolumn densities と 見かけの過剰なアバンダンスの欠落 はGRBの近くでイオン化された水素が原因。 →Wolf-Rayetの特徴と一致する。 Discussion２ イオン化されたガスがUVを吸収する。 →そのガスの大きさが見積もれる。 ガスの量が星の質量以下だとして 密度は１０4cm-3 　→３ｐｃ以下 Xが10倍

  11. まとめ • 母銀河のダストの性質はなにかを仮定しないと決定できない。 • その結果、それぞれが一致しない。 • なにを信じるかが難しいが、 • GRBの標準モデルを信じて議論を行う議論があるので、これを信じるのが一番であろう。 • と思ったやさきに、X線と可視のNHはX線のほうが大きくなるらしい。 可視の補正にはX線で見積もったものは最大の補正値 という論理ならば使えそうだ。

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