2007年度後期
2008/3/31
裸眼GRB 080319B（中村）
Bloom et al. arXiv:0803.3215 Media:GRB080319.ppt
裸眼で見えるGRBが発生！28秒後にV~5.6等。 z=0.937、E_{gamma, iso} ~ 10^{54} ergで最も大エネルギーの部類、宇宙論にとっても重要。 opticalの振る舞いは複雑。バースト５日後に論文が出たのもすごい。
宿題：Amati関係、米徳関係に載っているか？
回答：Amatiはどんぴしゃ、米徳は1 sigma以内。（米徳）
初期残光の分類（山崎）
Panaitescu & Vestrand arXiv:0803.1872 Media:yamazaki_grb_080331.pptx
コメント
SN-less GRB060505はlong GRB（山崎）
McBreen et al. arXiv:0803.1919 Media:yamazaki_grb_080331.pptx
コメント
GRB 071112 残光の多波長時間変動について（上原）
X線フレアの時間帯に可視光・赤外の観測を行った。
GRBのホスト（井岡）
Savaglio, Glazebrook & Le Borgne arXiv:0803.2718 Media:GRBhost.ppt
個人的にGRBのホストの性質はこれまでかなりよくわかってしまったと思っていたが， 結構そうではなく，以前の結果が覆されたりするのだということがわかった．
2008/3/3
パルサーまでの距離をtiming dataだけで決める方法（井岡）
Verbiest et al. arXiv:0801.2589 Media:pulsar_distance.ppt
パルサーを含むバイナリーの周期の時間微分には距離の情報が含まれている。 向こうの連星の固有運動によって引き起こされる加速（2次の効果）があるため。 100pcを超える距離で距離が1％以下の精度で決まったのは珍しい。
マグネターのようなバーストを起こした回転駆動パルサー（井岡）
Gavriil et al. arXiv:0802.1704 Media:magnetar_kes75.ppt
これまで回転駆動パルサーと思われていたものが、 マグネターのようなバーストを起こした。 磁場はマグネターと普通のパルサーの中間ぐらい。 マグネターの性質はなだらかに回転駆動パルサーまでつながりそうだ。
太陽系のような惑星系（井岡）
Gaudi et al. arXiv:0802.1920 Media:planet_sunlike.ppt
太陽系そっくりの惑星系がマイクロレンズで見つかった。 ほんの少し小さくしたような形。地球も存在するかも。 頻度的にこういう天体は多いのかも。
AGNのdiskから回転するwindが出ているようだ（井岡）
Young et al. arXiv:0802.4024 Media:AGNwind.ppt
AGNのH alphaの偏光観測から、AGNのdiskからは4000km/sで回転する windが放出されていることが示唆される。
SN Iaのprogenitor発見か？しかし……（成川）
Voss & Nelemans 2007, Nature, 451, 802 (2008) [1] Roelofs et al. arXiv:0802.2097 Media:Progenitor_of_SN_Ia.ppt
SN Iaのアーカイブ画像にX線天体が写っていた。(Nature論文)
しかし、Chandra衛星で追観測してみると実はあやしいことがわかった。(追論文)
2008/2/25
SN shock break-out（当真）
Soderberg et al. arXiv:0802.1712 [[Media: ]]
XRO 080109/SN 2008Dの多波長観測とその解釈。初のSN shock breakoutの観測と考えられる。 Ｘ線のサーベイ観測が重要になると提案しているが、SN以外のX-ray flareソースが邪魔になるのではないか。
宿題：MAXIではどれほど観測が予想されるか？
回答：年間10発ほど？（米徳）
Fermi加速が見えた？（山崎）
Spitkovsky arXiv:0802.3216 Media:yamazaki_grb_080225.ppt
Magnetarの定常放射スペクトル（村瀬）
Nobili, Turolla & Zane arXiv:0802.2647 Rea et al. arXiv:0802.1923 [[Media: ]]
パルサーtail emission（中村）
Kargaltsev et al. arXiv:0802.2963 Media:PulsarXrayTail.ppt
Ice Top（中村）
Waltenmaier arXiv:0802.2540 Media:Icetop＝IceCube.ppt
Augerの現状（中村）
Matthiae arXiv:0802.2214 Media:AugerStatus.ppt
2008/2/18
重力波のパルサータイミング検出法の現状（中村）
Hobbs arXiv:0802.1309 Media:PPTA.ppt
XRFの可視残光は暗い？（山崎）
Kann et al. arXiv:0712.2186 Nardini, Ghisellini & Ghirlanda arXiv:0801.4759 Media:yamazaki_grb080218.ppt
g-mode不安定で超新星爆発は起きない（浅野）
Weinberg & Quataert arXiv:0802.1522 [[Media: ]]
ニュートリノソース～Giant AGN Flareなど～（村瀬）
Farrar & Gruzinov arXiv:0802.1047 [[Media: ]]
LOFAR新世代電波望遠鏡のレビュー（中村）
Best arXiv:0802.1186 Media:LOFARUK.ppt
2008/2/12
回転強磁場中性子星の崩壊のＧＲシミュレーション（中村）
Stephens, Shapiro & Liu arXiv:0802.0200 Media:GRMHD=DiskEvolution.ppt
長時間の計算を実行した。非相対論的アウトフロー。10ms程度の変動が見られる。
Ep-L-T_0.45相関関係（中村）
Rossi et al. arXiv:0802.0471 Media:Firmani=relation.ppt
数を増やした。相関係数はEp-Eiso関係と同程度であることがわかった。
High z~0.9にほぼ確定した２つのshort GRB（井岡）
Cenko et al. arXiv:0802.0874 Media:highzSGRB.ppt
赤方偏移z~0.9ぐらいに決まったショートＧＲＢ２例。ホストの酸素ライン。 これで結構、高赤方偏移のものもあることがほぼ決まった。
マグネターSGR1806-20までの距離とショートGRBの頻度（井岡）
Bibby et al. arXiv:0802.0815 Media:distance_1806_20.ppt
SGR1806-20までの距離を、周りのＯＢ、ＷＲ星のスペクトルから求め、 これまでの推定より近いことを示した。2004年のGiant flareの 絶対光度が減るので、マグネター起源のショートＧＲＢの頻度が数パーセント程度になった。
広域サーベイによるＢＨになる超巨星の研究（井岡）
Kochanek et al. arXiv:0802.0456 Media:survey_nothing.ppt
~10Mpcまで見れば約10^6個の超巨星があり、 １年に一回ほどＢＨになる。ＢＨになったものは光を出さなくなるので、 広域サーベイによる変動サーチで見つかる。 ダークエネルギーバブルによる広域サーベイプロジェクトにとって 重要なサイエンスになる可能性がある。
EGRETで決めたEp（井上）
Kaneko et al. arXiv:0801.1869 Media:EGRET_Ep.ppt
EGRET TASC データの再解析より、Epの分布が、BATSEで決められたものより 高エネルギー側に伸びていることが示唆される。（もともとBATSE Ep 分布の高エネルギー側は selection effectが効いているという議論もあった。e.g. Lloyd & Petrosian 1999 ApJ 511, 550） スムーズにGeV領域まで伸びているのか、それともMeV以上で落ちるのか、あるいは別成分が見えて来るのか。 prompt放射機構の解明にとって重要であるが、GLASTに期待がかかる。
LLGRB 080109（当真）
当真オリジナル Media:LLGRB080109.ppt
arXiv:0801.4325と違う解釈ができるかもしれない。 L=4 pi r^2 sigma T^4で単純に放射半径を計算するとr=10^10cmになり星の半径と 同程度になる。最初のＸ線はSN shock breakoutかもしれない。
2008/2/4
Positron Line from Galactic Center（中村）
Weidenspointner et al. 2008, Nature, 451, 159 [2] Media:Anisotropic511keV=GC.ppt
X-ray transient 080109（井岡）
Xu, Zou & Fan arXiv:0801.4325 Media:XRF080109.ppt
Low luminosity GRBと呼ばれる暗いＧＲＢの例がもう一つ増えた。 今回のはこれまで以上に暗い。
最高エネルギー宇宙線と銀河分布の相関（井岡）
Kashti & Waxman arXiv:0801.4516 Media:CRwaxman.ppt
UHECRの分布が等方から98％でずれることを、 新しい統計、コンプリートな銀河分布などを使って示した。
陽子加速の証拠に対する反論（浅野）
Butt et al. arXiv:0801.4954 [[Media: ]]
RXJ1713に関して、内山 et al.が主張する強磁場モデルでは、電子からのシンクロトロン放射が見えるはずだが、観測と矛盾。
2008/1/28
First GRB（中村）
Naoz & Bromberg 2007, MNRAS, 380, 757 [3] Media:FirstGRB.ppt
Pair Instability Supernova?（中村）
Ekström, Meynet & Maeder arXiv:0801.3397 Media:PairInstaSN.ppt
Near-by thermal NS（中村）
Kaplan arXiv:0801.1143 Media:Nearby=Thermal=NS.ppt
DLA and GRB（井岡）
Jitter radiation（井岡）
Merging BAO with SN（井岡）
Localized 10 TeV（井岡）
Positron line from Galactic Center（浅野）
Weidenspointner et al. 2008, Nature 451, 159 [4]
銀河中心からの511keV線の空間分布がX線Binaryの分布と似ている。
2008/1/15
M31でのShort GRBとマグネター（井岡）
Ofek et al. arXiv:0712.3585 Media:magnetarM31.ppt
GRB 070201はＭ３１で起こったマグネターのgiant flareである可能性がある。 重力波観測も行われ、Ｍ３１の連星である可能性は排除された。 今回は光学とＸのfollow up。何も見えなかったが、magnetar説とはconsistent。 XMMの観測は今回50ksだったが、2Msまですれば観測できる確率が10%から50%になる。
Broad-lined 超新星とＧＲＢとメタル（井岡）
Modjaz et al. arXiv:astro-ph/0701246 Media:metal-BLSN-GRB.ppt
Broad-lined 超新星とＧＲＢのホストmetallicityを測ったところ、 双方を分けるcriticalなmetallicityがあることが分かってきた。 数も増えて、targeted observationかどうかのバイアスも考慮している。
No host long GRB（中村）
Cenko et al. arXiv:0712.2828 Media:Halo=LGRB.ppt
Proper motion of pulsars（中村）
Zeiger et al. arXiv:0801.0244 Media:Propermotion=Pulsar.ppt
電波パルスの詳しい解析から、2000km/sは排除された。
Ｘ線shallow decayを二次加速で説明する（村瀬）
Mao & Wang arXiv:0801.0855
varying microphysics parameters modelの２つのパラメータを乱流の波のインデックスと乱流エネルギー密度の時間インデックスを用いて書き換えた。もし後者２つの計算を理論的に行うことができれば、観測で許されるパラメータセットと比較することができるだろう。
2008/1/8
Ap starは強磁場
Wade et al. arXiv:0712.3614 Media:ＡｐＳｔａｒ=B.ppt
放射スペクトルで分類されるAp star（pは`peculiar'）の磁場はなぜか総じて300G以上である。
2M_solar程度の重いneutron star
Freire et al. arXiv:0712.3826 Media:MassiveNS=M5.ppt
球状星団で発見された連星系の中性子星の質量が普通（~1.4M_solar）より重そうである。 しかし質量の確定には至っていない。Shapiro time delayなどもうひとつの情報が必要。
Augerの結果をうけて（村瀬）
Wibig & Wolfendale arXiv:0712.3403 Fargion arXiv:0801.0227
Augerの論文では最高エネルギー領域で陽子起源であることが示唆されているが、40EeVあたりでのシャワーの深さの情報からは重い原子核が卓越していることが示唆されており、両者には矛盾があるように思える。 arXiv:0712.3403では、最高エネルギー宇宙線の到来方向がclumpyであると考えると、陽子より重いが鉄ほどでもない原子核がより重要であることが示唆され、シャワー深さの情報と無矛盾となれることが指摘された。 arXiv:0801.0227では、かなりの最高エネルギー宇宙線が陽子より重い原子核としてCen Aから来ている可能性が指摘さてた。しかし詳しい統計的議論などはされておらず、シミューレションなどを用いて検証することが必要であろう。
2007/12/17
NS-NS merger modelの妥当性（中村）
Belczynski et al. arXiv:0712.1036 Media:BHmass=SGRB=BinaryNS.ppt
NS-NS merger でBH+accretion diskになるshort GRBのモデルは NSの最大質量が2.5太陽質量以上なら排除されることになる。
Central Compact Objects（中村）
De Luca arXiv:0712.2209 Media:CentralComactObj=SNR.ppt
周期が6.67時間のパルサーや磁場が10^11Gより小さいもの、またキック速度が 1000km/sのものなど。
Nickel line in GRB spectrum?（中村）
Margutti et al. arXiv:0712.1412 Media:NiLine=GRB060904B.ppt
arXiv:0711.3739でも同様の議論。 ４つほどのイベントのSteep phaseで スペクトルに異常が見られるようだ (by 当真)。
M31 giant flare（山崎）
Mazets et al. arXiv:0712.1502 Media:yamazaki_grb071217.ppt
Centaurus Aからの高エネルギーニュートリノ（井岡）
Cuoco & Hannestad arXiv:0712.1830 Media:CentaurusA.ppt
最高エネルギー宇宙線がCenturus Aから多く来ているようだが、この観測をもとに高エネルギーニュートリノのフラックスを見積もった。１年に0.4-0.6eventsぐらいになりそう。ただし、モデルに結構よる話になりそうだ。
GRB残光からのGeV放射（井岡）
Panaitescu arXiv:0712.1536 Media:GeV_panaitescu.ppt
GRB残光中のplateau phaseを説明する一つのモデルとして、ＧＲＢを起こすメインなジェットの後から別のジェットが来てそれがＧＲＢ光子をたたいて作るというものがある。そのモデルの場合のGeV放射を計算した。観測可能でモデルの識別に使えそう。
2007/12/10
Dust echo model for X-ray afterglow（中村）
Shao, Dai & Mirabal arXiv:0711.3800 Media:Shallowdecay=Echo.ppt
ソースのまわり100pc付近にダストのシェルがあって、プロンプト放射を散乱することで Ｘ線残光が作られるというモデル。τ˜0.1とする。 shallow-to-normalの特徴的なタイムスケールは無さそう。 ダストが球対称分布だと偏光は残らないか。高エネルギー放射はどうなるだろうか。
Double pulsar（中村）
Ferdman et al. arXiv:0711.4927 Media:ＤｏｕｂｌｅPulsar.ppt
観測されているダブルパルサーのキック速度は小さい。10-100 km/s程度。
パルサーの磁場の起源（中村）
Spruit arXiv:0711.3650 Media:Pulsar=B=Origin.ppt
flux conservation modelとdynamo modelの簡単なレビュー。
long GRBとIc SNの起こる環境は似ている（山崎）
Kelly, Kirshner & Pahre arXiv:0712.0430 Media:yamazaki_grb071210.ppt
Fruchter et al.ではすべてのcc-SNとGRBの環境が異なるという結果を出していた。 今回はcc-SNを分類し、Ic-SNだけGRBと似ているという結果が出た。 IcとIbの分布が異なるというのは不思議。
UHECRがVirgoから来ていない！？（井岡）
Gorbunov et al. arXiv:0711.4060 Media:UHECR_Virgo.ppt
UHECRがどうもVirgo方向から来ていない。UHECRのソースがmatterをtraceするとすると来ないとおかしい。ＧＲＢがUHECRの起源だとした場合、例えばmetalなどの条件がVirgoで異なっているという可能性はないだろうか？を議論した。
JGRG17の話題（井岡）
Media:Jgrg17.ppt
JGRG17の報告。
Pair-signaturesとAbsorption-feature（村瀬）
Murase & Ioka (2007) で示されたようにpair-signaturesからfireballのさまざまな量が求められる。より一般化した議論が可能である。
External Shockで重原子核は加速できそう（村瀬）
internal shockでは可能だが、reverse shockでは難しい。forward shockでは可能であるがジェットブレイクや星間空間のプロファイルが重要になりうる。
2007/11/26
short GRBs: EEありなしで起源が異なる？(続)（中村）
Troja et al. arXiv:0711.3034 Media:SGRB=differentPopulation.ppt
short GRB with EE = large offset = NS-NS?, without EE = small offset = NS-BH? （NS-BHではBHが重ければキックが弱いと思われるから）しかしＢＨの質量が$3M_{\bigodot}$以下でないと tidal disruptionしない。
Augerの結果から大局磁場を制限（？）（中村）
De Angelis, Persic & Roncadelli arXiv:0711.3346 Media:AugerInterGal=B.ppt
我々の銀河を通ってくる宇宙線については銀河磁場を考慮する必要があり、議論は銀河の磁場モデルに大きく依存する。遠方からやってくるイベントや銀緯が高いところを通ってくるイベントについては、銀河間磁場を制限できる可能性があるが、今後統計をためることが重要だろう。また角度スケールについてはAGN分布ではなく銀河分布を使ってやってみるとどうなるかは気になるところ。TAやNorth Augerに期待(村瀬)。
Prompt optical from internal shock（山崎）
Li & Waxman arXiv:0711.2379 Media:yamazaki_grb071126.ppt
観測されるprompt opticalをinternal shockで説明するためにはself-absorptionを避けるために emission radiusが大きくなければならない。 gamma-ray = small radius, optical = large radius γ線と可視の時間差は相対論的運動により縮まるので２者が同期しているイベントも説明可能。
GRBジェット中の鉄（井岡）
Wang, Razzaque, & Meszaros arXiv:0711.2065 Media:Fe_GRB.ppt
・photodisintegration, photopion, spallationによって鉄は壊れる ・内部衝撃波、外部衝撃波、Hypernovaなどで上の過程が働くところがあるが、 壊れない領域もある。彼らはpositiveに言ったが、我々はnegativeに言った。 ・Low luminosity GRBの方が壊れにくいという我々の主張は新しい。 ・中性子が火の玉の加速中に鉄を壊すという過程は彼らの話には入っていない。
LL GRB=UHECR仮説について（続）（村瀬）
バースト天体を宇宙線源として考える場合、宇宙線源密度はバーストの発生率と銀河間磁場による遅延時間(この時間程度でフラックスがならされる)で表される。通常のGRBがUHECR源とすると火の玉が陽子を沢山積んでおりかつ強めの銀河間磁場が要求される。またスペクトル中にある特徴的なエネルギーが現れる。一方光度の低いGRBがUHECR源ならば銀河間磁場は比較的弱くてもよい。今後の観測から宇宙線源密度と銀河間磁場の情報を得ることが重要になるであろう。 ちなみにUHE nucleiが生き残れるかどうかはローレンツ因子などに依存するためLL GRBの場合でもparameter領域は限られる。
2007/11/18
shortもXRFも含めたEp − L relation（中村）
Willingale et al. arXiv:0710.3727 Media:EwLpRelation.ppt
・$E_{iso}=Q_{pz}*E_{wz} \" />, img
SNRに残された弱い磁場のパルサー（中村）
Gotthelf & Halpern arXiv:0711.1554 Media:LowBPulsarInSNR.ppt
SNRに残されたパルサーで２つほど周期増加率が小さい、すなわち磁場が弱いパルサーがある。 10^{11}G程度。
GRB051103,GRB070201:from magnetars（井岡）
Frederiks et al. Santa Fe conference
M31とM81と同定された。pulsating tailも見えている。 GRB 070201についてはLIGO論文あり。(arXiv:0711.1163)
short GRBs: EEありなしで起源が異なる？（井岡）
Troja et al. Santa Fe conference
Extended Emissionのあるなしでhostでのoffsets分布が異なる示唆。
コラプサージェットの大規模シミュレーション（井岡）
Salmonson et al. Santa Fe conference
Kerr metric, ニュートリノ輸送、MHDなどほぼすべて含めた大規模計算を実行。 いまは２次元。１秒後ジェットが出たようだ。３次元へも意欲を見せた。 (ちなみにニュートリノ輸送は入っていなくて、まだ冷却効果を適当にいれてるだけのようです(村瀬)。)
後期Ｘ線残光の統計：２グループ？（当真）
Gendre et al. arXiv:0711.2222
後期Ｘ線残光の（ソース系での）１日後のルミノシティがbimodal分布している。 これは可視残光の２グループと異なっているようだ。 Ｘ線を使って宇宙論を展開。pseudo zがけっこうよい感じで求められている。
LL GRB=UHECR仮説について（村瀬）
Pierre Auger Collaboration 2007, Science 319, 938 [5] (Augerの結果) をうけて
LL GRBがUHECRかどうかはニュートリノでテストできるだろう。 Augerでソース密度などがわかると仮説が無矛盾かテストできるだろう。 重い原子核はあれば最高エネルギーまで加速できるだろう。 GZK以上では非等方性があることがAugerでわかった（99%CL）。 近傍の源はGRBで無矛盾であるか？（遠方の源はたぶんOKだろう。） こめんと