HETE-2




これまでの成果


ガンマ線バーストの正体は大質量星の爆発だった!


HETE が 2003年 3月 29日にとらえたガンマ線バーストにより、初めてガンマ線バーストが大質量星の爆発であるという観測的な証拠が得られました。ガンマ線バーストの正体にせまれた観測はこれが初めてです。

GRB030329 は世界時 2003年3月29日 11時 37分 14.7秒 に HETE 衛星によって観測されました。このガンマ線バーストは非常に明るく、HETE が捉えたバーストの中ではもちろん No.1 ですが、今まで観測されたガンマ線バーストと比較してもトップ 1% に入るバーストです。HETEに搭載されている 3つの検出器、全てで観測しました。軟X線カメラ (SXC) により 2分角の精度で決まったバーストの座標がバースト発生後 73 分後に世界中の研究者に速報されました。



HETE が観測した GRB030329 の光度曲線(横軸はバースト発生からの時間を秒で、縦軸はそれぞれのエネルギー帯での強度)。バースト本体は大きな 2山構造をしている。

我々の HETE-2 衛星が迅速で、かつ高精度な位置速報に成功したため、可視光、X線や電波での残光を立て続けに発見できました。バースト発生後、最速で可視光残光観測に成功したのは、理研の本館屋上に設置していた自動望遠鏡でした。その初期残光はなんと 13等級という明るさでした!!



理化学研究所(埼玉県和光市)の研究本館 屋上の自動応答望遠鏡で鳥居研一研究員 (現在は大阪大学助手) が撮影した GRB030329 の残光 (Torii et al. ApJ, 597, L101 (2003))


また、バーストまでの距離が測られ、距離は約18億光年 (赤方偏移 0.168) でした。今まで距離が測定されたガンマ線バーストで、2番目に近いものでした。近くで起こったバーストであったため、詳細な追観測を行う事ができ、次に述べる大発見へと結びつきました。

ヨーロッパの研究者がこのバーストの残光を南米 チリにある Very Large Telescope (VLT) を用いて、分光観測を行いました。このグループは 6回の分光観測を 1ヶ月にもわたり行いました。下の図がその結果です。4月3日頃 (黄色) に取られたスペクトルはガンマ線バーストの残光で見られる典型的な形 (構造のない、ノッペリとしたスペクトル) をしています。しかし、日にちがたつにつれて、構造をもったスペクトルが現われている事が分かります。この構造を持ったスペクトルは水素やヘリウムの外層失ってしまった星が最後に起こす大爆発 (Ic 型超新星爆発) と一致します。つまり、ガンマ線バーストの残光から初めて、超新星爆発との関連を示す確実な証拠を得ました。1967 年に発見されて以来、37年間も天文学者を悩ませ続けてきたガンマ線バーストの正体が、HETE-2 の活躍で、初めて明らかにされたのです。


VLT で取得された GRB030329 残光のスペクトル変化 (Hjorth et al., Nature, 423, 847 (2003))

可視光残光を伴わないバーストは存在するのか?


ガンマ線バーストの残光を発見した BeppoSAX 衛星の観測によると、約 90% のバーストでX線での残光が発見されたのに対して、約 50% のバーストにしか、可視光での残光が見つかっていません。このように可視光で残光が見つからなかったガンマ線バーストを Optical dark GRB (日本語でなんと言えばいいやら) と呼んでいます。X線での残光は伴うのに、可視光では伴わないガンマ線バーストとはどういうものなのでしょうか。

HETE-2 の迅速かつ高精度のガンマ線バースト位置速報 により、この Optical dark GRB の性質をひとつ明らかにしました。そのきっかけとなったバーストは 2002年12月11日に起こったイベント (GRB021211) です。下図がバースト本体の光度曲線です。このバーストは典型的なガンマ線バーストよりも放射エネルギーが低いものでした (エネルギーの低いガンマ線バーストに関しては次の節で説明します)。


HETE が観測した GRB021211 の様々なエネルギー帯での光度曲線。


GRB021211 はバースト発生 22秒後、14分角の精度で位置の速報に成功しました。バースト発生後、数十秒で、かつ数十分角の精度で位置を速報できる能力をもった衛星は HETE が初めてです。可視光での残光観測に、アメリカ ロスアラモス国立研究所のロボット望遠鏡 RAPTOR が、なんと バースト発生 90秒後に成功しました。不思議なことに、GRB021211 の可視光残光は典型的なガンマ線バーストの可視光残光よりも急激な減光を示し、かつ全体的に暗いものでした (下図)。つまり、HETE による迅速で、かつ正確な位置速報がなければ、このバーストは Optical dark GRB となっていた事でしょう。このバーストが明らかにしたように、可視光残光を伴わないバーストがあるというよりも、伴っているが残光の暗いバーストが存在するという考えが正しいようです。HETE-2 の活躍で、BeppoSAX 衛星の "Optical dark GRB" の理解が深まりました。


太い線 (ぬりつぶしたマーク) で書かれたものが GRB021211の可視光残光の光度曲線。それ以外のものが他のバーストの可視光残光の光度曲線。ガンマ線バーストの残光探査に使われる望遠鏡の典型的な限界等級が 18-20等級位であるため、バースト発生 2.4 時間後 (0.1 日後) に観測を開始していたら、GRB021211 の残光は発見できなかったであろう (GRB021211 の残光は図から 0.1 日後で 20等級位)。 (Fox et al. ApJ, 586, L5)

"ガンマ"線バーストなのに、"X線"で明るいガンマ線バースト?


ガンマ線バーストなのに、X線領域で明るいバーストというが今、にわかに注目を集めています。これらのバーストは X線フラッシュとか、X-ray rich GRB (X線過剰ガンマ線バースト) などと呼ばれています。日本の3番目の X線天文衛星 ぎんがに搭載されていた、ガンマ線バースト検出器 (GBD) で初めて詳細な研究がスタートし、BeppoSAX 衛星でも同様な性質を示すバーストが報告されています。

下図が HETE で 2002 年 9月 3日に観測した X線フラッシュ (GRB020903) の光度曲線です。X線領域 である2-10 keV 付近で放射が卓越している事が分かります (典型的なガンマ線バーストは 150 keV 付近で最も明るく輝きます)。銀河面から離れている事、光度曲線の形、そして、放射スペクトルなどから、低質量X線連星でみられる X線バーストとは起源が異なっていると考えられます。



HETE が観測した GRB020903 の光度曲線。2-10 keV という X線領域でのみ 信号が見えています。10 keV 以上での放射は見られません。 (Sakamoto et al. 2004, ApJ, 602, 875)

GRB020903 での大きな発見は残光が見つかった事、そして、母銀河の観測から距離が決まった事です。BeppoSAX衛星 でも X線フラッシュの観測が行われましたが、X線フラッシュの発生位置の速報はできませんでした。X線フラッシュの位置速報は、HETE-2 によって初めて可能になった事です。 カリフォルニア工科大学のグループはパロマー山にある 5 m の望遠鏡、さらには、ハッブル宇宙望遠鏡も用いて残光の観測を行いました (なんと言う執念。頭が下がります;下図)。バーストまでの距離としては、赤方偏移 0.25 で、典型的なガンマ線バーストの赤方偏移 1 と比べると比較的近いものでした (それでも十分遠方ですが)。また、残光を伴っていたという事からガンマ線バーストと同じような機構で残光放射が作られていると考えられます。


パロマー山 5 m 望遠鏡での画像 (左図)。"HST/ASC" と左上に書かれているのが、 ハッブル宇宙望遠鏡の画像 "OT" と書かれている部分が GRB020903 の残光 (Soderberg et al., ApJ 投稿 (astro-ph/0311050))


また、HETE が捉えた数十例の X線フラッシュの性質を調べて見ますと、典型的なガンマ線バーストとの類似点が多く見つかりました。違いは「X線で明るい」くらいです。また、X線とガンマ線との強度比の分布を作ってみると、X線フラッシュからガンマ線バーストまで単一の分布となります。これらの観測結果は、X線フラッシュがガンマ線バーストと同一起源を持つ現象である事を強く示唆しています。HETE による X線フラッシュの詳細な解析結果により、現在は、X線フラッシュからガンマ線バーストまでを統一的に理解しようとする試みが主流です。

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