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金属量の大きいGRB母銀河とGRB起源天体シナリオへの示唆

新納悠 (京大宇物)2010.8.27

もくじ

背景

遠方GRB観測をする上でGRB金属量依存性は重要か？

高金属な環境でのGRB発生の示唆

モデルと結果

低金属星を起源とするGRBモデルと高金属を示唆する母銀河観測の整合性

まとめ

背景１遠方GRB観測をする上で

GRB金属量依存性は重要か？

星生成率とGRB頻度

RGRB(z) = α × SFR(z)

将来計画におけるイベントレート見積

CSFH を仮定各zでのGRB頻度観測データから遠方の星生成史を知る観測によるRGRB(z) CSFH

long GRB は星生成と関連した現象（大質量星の重力崩壊）と考えられている。

観測的に α ~ 10-5 [M⊙-1]

星生成率とGRB頻度

将来計画におけるイベントレート見積

CSFH を仮定各zでのGRB頻度観測データから遠方の星生成史を知る観測によるRGRB(z) CSFH

long GRB は星生成と関連した現象（大質量星の重力崩壊）と考えられている。

RGRB(z) = α(z) × SFR(z)比較的近傍（z ≲ 2）では観測的に α ~ 10-5 [M⊙

-1]

Low-Metallicity Preference

恒星進化モデルの予言

恒星風が強く吹くと角運動量を維持できない。Z ≲ 0.2Z⊙ が必要。

GRB母銀河観測からの示唆

分光で金属量がわかる近傍(z < 0.5)

のGRB母銀河は一般の星生成銀河より低金属。

z ≲ 1 のGRB母銀河はcore-collapse SN

母銀河より小さく暗い。

Fruchter+ (2006)

Stanek+ (2006)

GRB-星生成ratioの進化

RGRB(z) = α(z) × SFR(z)

long GRB の金属量依存性によりα は赤方偏移進化

現状の観測から近傍 α(0)

は決定できる。

遠方で、10

010

110

2

0 2 4 6 8 10

(z)/

(0)

redshift

Mitaka model, Zcrit = 1.0ZsunMitaka model, Zcrit = 0.4ZsunMitaka model, Zcrit = 0.2ZsunMitaka model, Zcrit = 0.02ZsunLN06, Zcrit = 1.0ZsunLN06, Zcrit = 0.4ZsunLN06, Zcrit = 0.2ZsunLN06, Zcrit = 0.02ZsunYLN06 w/ LN06

α(z) = α ’× fCSFR, <Zcrit (z)金属量効果、「Zcrit」「宇宙の化学進化史」に依存

金属量以外の効果、IMFや星の初期角運動量など

α(z) = α(0)×fCSFR, <Zcrit (z)fCSFR, <Zcrit (0)

背景２高金属な環境でのGRB発生の示唆

高金属量GRB母銀河

高い金属量を持つ（と考えられる）母銀河で発生したGRBも数例知られている。

GRBが低金属の領域で起きるという理解は間違い（観測バイアス）？

低金属星の重力崩壊とは異なるGRBチャンネルが存在する？

高金属の銀河にも部分的に低金属の領域がある？

Jakobsson+ (2004)

Levesque+ (2010a)

host of GRB 020810z [12+log(O/H)]R23

GRB 020810 0.411 9.0GRB 051022 0.807 8.62GRB 050826 0.296 8.83GRB 080325 2 8.88 (?) or 9.06 (?)

Dark GRB

dark GRB とは、

可視残光が高エネルギー（X線）での残光に比べて暗い

母銀河内の減光 and/or 中性IGM (z > 6)による減光

GRB 全体の20% - 50%を占める

母銀河の同定や赤方偏移の測定が困難

高金属量の母銀河を持つGRBの多く(3/4)がdark

GRB母銀河の低金属量は観測バイアス？

観測バイアスだけでは説明できない観測もある。

dark GRB母銀河の多くは通常のGRB母銀河と同様の青い銀河。

まとめ（仮）

どうなっているのか？

GRBの金属量依存性は、遠方GRB頻度の予想したり将来計画で得られるデータを解釈する上で、とても重要な効果。

最近のGRB母銀河観測によって、従来の理解とは異なる示唆が

得られている。

モデル計算

GRB起源星の金属量は必ずしも母銀河の金属量と一致しない。

銀河の中の星やガスは化学的に一様ではない。

Question: 従来示唆されてきた低金属星を起源とす

るGRBシナリオは最近発見されている高金属母銀河の

存在と矛盾する？しない？

高金属な銀河の、低金属な部分でのGRB頻度（全体の

GRB頻度に占める割合）を求めたい。

銀河モデル

SDSS や2MASS で得られた近傍銀河に関する経験則を仮定（Stanek+ 2006 と同じ）

mass functionM*-Z relationM*-SFR relation各経験則の分散はlog-normal型

各銀河内の星生成の金属量はlog-normal分布

中間値は M*-Z relation に従う

分散 σ はモデルパラメータ

Stanek+ (2006)

銀河内での金属量分散Trundle &

Lennon (2005)

Rolleston+ (1999)

Metallicity of GRB hosts

preliminary

Zcrit = 0.2Z⊙

σ = 0.3 - 0.5 dex でGRB母銀河の約半数が> Zcrit

σ > 0.5 dex なら10%の母銀河が、> Z⊙

Swift GRBのうちz < 0.5 は15程度、~Z⊙の母銀河が知られているのは1つ。 Zcrit Z⊙

まとめ

どうなっているのか？




まとめ

従来の理解で定性的には問題ない（最新の観測とも無矛盾）




将来計画への見積もり・データ解釈の際には、金属量効果をお忘れなく

まとめ

従来の理解で定性的には問題ない（最新の観測とも無矛盾）




将来計画への見積もり・データ解釈の際には、金属量効果をお忘れなく

ただし、

Zcritの定量的制限は不十分

観測バイアスだけで全ての観測は説明できないが、観測バイアスが無いと決まった訳ではない。

高赤方編移に行くためには、低赤方編移を知らなければならない。

BACKUP

赤方偏移のわかっているGRBの赤方偏移分布はCSFH

に比べてhigh-z に寄っている。Butler+ (2010)

Survey for “Dark” GRB Host GalaxiesPerley+ (2009) searched host galaxies of 14 optically dark GRBs

g- & R-band (for most of the GRBs)limiting AB magnitude ~ 25

error circlecyan: XRTgreen: opticalred: NIR

Survey for “Dark” GRB Host GalaxiesHost (candidate) galaxies are found for 11 GRBs.

Significant reddening effect is not seen.

Optically dark GRBs typically have AV ≳ 1.0 on their line of sight. Locally distributed absorber (e.g. molecular cloud) may be important.

No GRB in the sample is likely to be at z > 7.

Lyman-break is not seen.

Dust distributionGRB position

T. Hashimoto’s slide

10-2

10-1

0 1 2 3 4 5 6 7 8

SFR

[Msu

n yr

-1 M

pc-3

]

redshift

Mitaka modelBromm and Loeb 2002C09 (total)HB06

10-6

10-5

10-4

10-3

10-2

10-1

5 10 20

SFR

[Msu

n yr

-1 M

pc-3

]

redshift

Mitaka modelBL02C09 (total)HB06

10−5

10−4

10−3

10−2

10−1

100

0 5 10 15 20

Star

For

mat

ion

Rat

e D

ensi

ty [M

sun/

yr/M

pc3 ]

Redshift z

Mitaka modelZ<0.0001

0.0001<=Z<0.00040.0004<Z<0.0040.004<=Z<0.008

0.008<=Z<0.02(=Zsun)0.02<=Z<0.005

0.05<=ZC09 : PopIIIC09 : PopIIC09 : Total

Butler+ (2010)

Ú w gvm grb

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