[論文レビュー] The Cannonball Model of Gamma Ray Bursts: Spectral and Temporal Properties of the Gamma Rays

Arnon Dar, A. De Rújula|ArXiv.org|Dec 11, 2000

Statistical and numerical algorithms被引用数 5

ひとこと要約

本論文は、超新星の後に放出される相対論的プラズマ玉（Cannonball, CB）が星の殻と衝突し、再加熱されて前方に閉じ込められたブルー・シフトされた熱放射を発生させることを想定し、ガンマ線バースト（GRB）のスペクトル的および時間的性質を説明するためのCannonball（CB）モデルを提案している。このモデルは、観測されたGRBパルスの放射線量、エネルギースペクトル、および時間-エネルギー相関をうまく再現しており、特にピークエネルギーが約1 MeVで、幅がΔt ∝ E⁻⁰.⁴⁶に比例する個々のパルスについて顕著である。

ABSTRACT

Recent observations suggest that gamma ray bursts (GRBs) and their afterglows are produced by highly relativistic jets emitted in supernova explosions. We have proposed that the result of the event is not just a compact object plus the ejecta: within days, a fraction of the parent star falls back to produce a thick accretion disk. The subsequent accretion generates jets and constitutes the GRB ``engine'', as in the observed ejection of relativistic ``cannonballs'' of plasma by microquasars and active galactic nuclei. Here we investigate the production of a GRB as the jetted cannonballs exit the supernova shell reheated by their collision with it, emitting highly forward-collimated radiation. Each cannonball corresponds to an individual pulse in a GRB. We cannot predict the timing sequence of these pulses, but the Cannonball Model fares very well in describing the total energy, energy spectrum, and time-dependence of the individual pulses.

研究の動機と目的

• ガンマ線バースト（GRBs）のスペクトル的および時間的性質を、相対論的玉モデルを用いて説明すること。
• 特にその高度に閉じた相対論的放射の起源が未解決である点に取り組むこと。
• 個々のGRBパルスが、冷却・拡張する玉の前面からの前方に閉じ込められたブルー・シフトされた熱放射として生じることをモデル化すること。
• Cannonballモデルが、パルスエネルギー、スペクトル、および時間-エネルギー相関といった観測されたGRBの特徴を定量的に再現できるかどうかを検証すること。

提案手法

• 超新星後に放出される相対論的プラズマ塊（Lorentz因子 ~10³）として玉をモデル化すること。
• 玉が超新星殻と衝突し、再加熱されて熱放射を発生させることをシミュレーションすること。
• 相対論的ビーム効果と放射輸送を用いて、玉の膨張と冷却に伴う時間に依存する温度と光度を計算すること。
• 玉の前面からの熱放射の相対論的ビーム効果を用いて、個々のパルスのエネルギースペクトルと光曲線を導出すること。
• γ線が脱出する時間および半径を特定するため、透過性条件（光学厚さτ ≈ 1）を適用すること。
• 観測された時間-エネルギー相関と一致するかを評価するため、関係式Δt ∝ E⁻⁰.⁴⁶を用いること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Cannonballモデルは、個々のGRBパルスの観測されたエネルギースペクトルおよび放射線量を再現できるか？
• RQ2 相対論的玉の力学的挙動から、GRBパルスの時間的変化およびスペクトル的特徴はどのように生じるか？
• RQ3 モデルは観測と一致する時間-エネルギー相関（特にΔt ∝ E⁻⁰.⁴⁶）を予測するか？
• RQ4 この枠組みにおいて、個々のGRBパルスのピークエネルギーと幅はどのように決定されるか？
• RQ5 玉からの熱放射の相対論的ビーム効果は、観測されたパルス形状をどのように説明できるか？

主な発見

• 透過の時点における特徴的な温度は約0.16 keVであり、T(t) ∝ [t⁻¹γ(t)]¹ᐟ²に比例するが、観測されたGRBパルスの温度と整合的である。
• 玉の静止系におけるパルスごとの全放射エネルギーは約3×10⁴⁵ ergであり、観測された放射線量と一致する。
• 超新星静止系におけるγ線スペクトルのピークエネルギーは約1 MeVであり、観測と一致する。
• パルス幅はΔt ∝ E⁻⁰.⁴⁶に比例し、Fenimoreら（1995）による観測相関とよく一致する。
• 密度指数n=8の場合、Lorentz因子の減少に伴い、温度の時間変化が1/t²より速く減少し、パルスの狭まりに影響を与える。
• 表面加熱と体積加熱の両方の状況を同様のパルスエネルギーおよびスペクトル予測で説明できることから、モデルの頑健性が示された。