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GRB 970508

出典しゅってん: フリー百科ひゃっか事典じてん『ウィキペディア（Wikipedia）』
GRB 970508
発見から1カ月後のGRB 970508の残光
発見はっけんから1カ月かげつ後ごのGRB 970508の残ざん光こう
仮かり符号ふごう・別名べつめい GRB 970508
分類ぶんるい ガンマ線がんませんバースト[1]
発見はっけん
発見はっけん日び 1997年ねん5月がつ8日にち 21:24 UTC
発見はっけん者しゃ ベッポサックス
BATSE
ユリシーズ
観測かんそく時間じかん 15 秒びょう
位置いち
元もと期き:J2000.0[1]
赤あか経けい (RA, αあるふぁ)  06h 53m 49.2s[1]
赤あか緯ぬき (Dec, δでるた) +79° 16′ 19″[1]
赤あか方偏かたへん移うつり 0.835[1]
視線しせん速度そくど (Rv) 162,500 km/s[1]
距離きょり 60億おく光年こうねん
物理ぶつり的てき性質せいしつ
総そうエネルギー出力しゅつりょく 5 × 1050 erg (5 × 1043 J)
■Template （■ノート ■解説かいせつ） ■Project

GRB 970508は、1997年ねん5月8日にち21時じ42分ふんUTCに発見はっけんされたガンマ線がんませんバーストである。ガンマ線がんませんバーストは、遠方えんぽうの銀河ぎんが内うちで爆発ばくはつが起おこり、ガンマ線がんませんを放出ほうしゅつする非常ひじょうに光度こうどの大おおきい閃光せんこうであり、最もっともエネルギーの大おおきい電磁波でんじはの放出ほうしゅつ現象げんしょうである。しばしば、より長ながい波長はちょう（X線せん、紫外線しがいせん、可視かし光線こうせん、赤外線せきがいせん、電波でんぱ）の残ざん光こうが長時間ちょうじかん残のこる。

GRB 970508は、イタリアとオランダのX線せん天文学てんもんがくのための人工じんこう衛星えいせいベッポサックスによる観測かんそくで発見はっけんされた。天文学てんもんがく者しゃマーク・メツガーは、GRB 970508は地球ちきゅうから約やく60億おく光年こうねんの距離きょりにあることを推定すいていしたが、これはガンマ線がんませんバーストまでの距離きょりが測定そくていされた初はじめての例れいだった。

このバーストが起おこるまで、ガンマ線がんませんバーストが地球ちきゅうからどれだけ離はなれたところで起おこるかについて、学界がっかいの中なかでの合意ごういはなかった。小ちいさなエネルギーのバーストが銀河系ぎんがけいの中なかで起おこると考かんがえる説せつや、遠とおく離はなれた他ほかの銀河ぎんがで非常ひじょうに大おおきなエネルギーのバーストが起おこると考かんがえる説せつがあった。複数ふくすうのタイプのガンマ線がんませんバーストが存在そんざいして、どちらの説せつも排除はいじょされない可能かのう性せいもあったが、距離きょりの測定そくていによってガンマ線がんませんバーストの発生はっせい源げんが銀河系ぎんがけい外がいにあることが明白めいはくになり、議論ぎろんに終止符しゅうしふが打うたれた。

GRB 970508は、残ざん光こうの周波数しゅうはすうが初はじめて測定そくていされたガンマ線がんませんバーストでもある。電波でんぱシグナルの変動へんどうを分析ぶんせきすることで、天文学てんもんがく者しゃデール・フレイルは、電波でんぱ源げんはほぼ光速こうそくで拡大かくだいしていることを計算けいさんした。この結果けっかから、ガンマ線がんませんバーストは相対性理論そうたいせいりろん的てきな拡大かくだいを伴ともなう爆ばく発はつであることが強つよく示しめされた。

発見はっけん

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軌道きどう上じょうのベッポサックスの想像そうぞう図ず

ガンマ線がんませんバーストは、非常ひじょうに強つよい光度こうどのガンマ線がんませんの閃光せんこうであり、最もっとも強つよい電磁波でんじは放射ほうしゃの形かたちである。ガンマ線がんませんバーストは1967年ねんに、宇宙うちゅう空間くうかんでの核かく爆発ばくはつを発見はっけんするために設計せっけいされた人工じんこう衛星えいせいヴェラによって初はじめて発見はっけんされた[2]。最初さいしょの爆発ばくはつの後のちにはしばしば長寿ちょうじゅ命いのちで長ながい波長はちょうの残ざん光こうが続つづく。最初さいしょに発見はっけんされたガンマ線がんませんバーストの残ざん光こうはGRB 970228のX線せんで[3]、X線せんを研究けんきゅうするために設計せっけいされたベッポサックスによって発見はっけんされた[4]。

1997年ねん5月がつ8日にち21時じ42分ふんUTC、ベッポサックスのガンマ線がんませんバーストモニターは、約やく15秒間びょうかん続つづいたガンマ線がんませんバーストを記録きろくした[5][6]。これは、太陽たいようの調査ちょうさのために設計せっけいされた無人むじん探査たんさ機きユリシーズ[7]やコンプトンガンマ線せん観測かんそく衛星えいせいのBurst and Transient Source Experiment(BATSE)によっても検出けんしゅつされた[8]。このバーストは、ベッポサックスの2つの広域こういきX線せんカメラの視野しやに入はいっており、ベッポサックスのチームは数時間すうじかんのうちに、その場所ばしょを直径ちょっけい約やく10分ぶんの範囲はんいに絞しぼり込こんだ[6]。

観測かんそく

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ニューメキシコ州しゅうにある超ちょう大型おおがた干渉かんしょう電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう群ぐん

バーストのおおよその位置いちが決定けっていされた後のち、ベッポサックスのチームのエンリコ・コスタは、アメリカ国立こくりつ電波でんぱ天文台てんもんだいで超ちょう大型おおがた干渉かんしょう電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう群ぐんを担当たんとうするデール・フレイルと連絡れんらくを取とった。フレイルは発見はっけんから4時間じかん以内いないの1時じ30分ふんUTCに20cmの波長はちょうの観測かんそくを始はじめた[9]。観測かんそくの準備じゅんびを行おこなっている間あいだ、フレイルはヘール望遠鏡ぼうえんきょうを用もちいた研究けんきゅうを行おこなっていた天文学てんもんがく者しゃのスタニスラフ・ジョルゴフスキーと連絡れんらくを取とった。ジョルゴフスキーはすぐにデジタイズド・スカイ・サーベイで得えられた過去かこの画像がぞうと比較ひかくしてみたが、その領域りょういきに新あたらしい電波でんぱ源げんはなかった。ジョルゴフスキーの同僚どうりょうでカリフォルニア工科こうか大学だいがくの天文台てんもんだいに勤つとめるマーク・メツガーはさらに詳細しょうさいにデータを分析ぶんせきしたが、やはり電波でんぱ源げんの同定どうていはできなかった[9]。

翌よく夕ゆう、ジョルゴフスキーは再ふたたびこの領域りょういきを観測かんそくした。5月8日にちと5月がつ9日にちの両りょう夜よるの画像がぞうを比くらべたが、光度こうどの減少げんしょうしている天体てんたいは見みつからなかった[10]。メツガーは光度こうどが増大ぞうだいした天体てんたいに気付きづいたが、それはガンマ線がんませんバーストの残ざん光こうではなく変光星へんこうせいだろうと判断はんだんした。ヤン・ファン・パラディスに率ひきいられたアムステルダムのチームのティトゥス・ガラマとポール・グルートは、5月8日にちにアリゾナ州しゅうのWIYN望遠鏡ぼうえんきょうで撮影さつえいされた画像がぞうと5月がつ9日にちにカナリア諸島かなりあしょとうのウィリアム・ハーシェル望遠鏡ぼうえんきょうで撮影さつえいされた画像がぞうを比較ひかくしたが、やはりこの期間きかんに光度こうどが減少げんしょうしている天体てんたいを見みつけることはできなかった[10]。

バーストのX線せん残ざん光こうの発見はっけん後ご、ベッポサックスのチームはより正確せいかくな位置いちを突つき止とめ、メツガーが変光星へんこうせいだと推定すいていした天体てんたいがまだこの狭せまい範囲はんいに残のこっていることが分わかった。カリフォルニア工科こうか大学だいがくとアムステルダムのチームは、この変へん光こう性せいの天体てんたいについての結論けつろんを公表こうひょうすることをためらった。5月10日にち、宇宙望遠鏡科学研究所うちゅうぼうえんきょうかがくけんきゅうしょのハワード・ボンドは彼かれの発見はっけんを発表はっぴょうし[11]、これは後のちにガンマ線がんませんバースターの可視かし光こうの残ざん光こうであることが確認かくにんされた[10]。

1997年ねん5月がつ10日とおかから11日にちにかけての夜よる、メツガーの同僚どうりょうのチャールズ・スティーデルはW・M・ケック天文台てんもんだいで変へん光こう性せいの天体てんたいのスペクトルを記録きろくした[12]。彼かれはそのデータをメツガーに送おくると、メツガーは後のちにz = 0.8349 ± 0.0002の赤あか方偏かたへん移うつりから[13][14][15]マグネシウムと鉄てつの吸収きゅうしゅう線せんを同定どうていし、バーストからの光ひかりは地球ちきゅうから約やく60億おく光年こうねん先さきの物質ぶっしつに吸収きゅうしゅうされていることを示しめした[16]。バーストの赤あか方偏かたへん移うつり自体じたいは決定けっていされていないが、バーストと地球ちきゅうの間あいだに吸収きゅうしゅう物質ぶっしつの存在そんざいは必要ひつようになり、バーストは少すくなくともそれより遠とおいことになる[12][17]。スペクトル線せんにライマン・アルファの森もりを欠かいていることから、赤あか方偏かたへん移うつりはz ≦ 2.3となるが[14][15]、シカゴ大学だいがくのダニエル・リチャートによるさらに詳くわしい研究けんきゅうにより、赤色あかいろ偏へん移うつりはz ≒ 1.09と提案ていあんされた。これは、ガンマ線がんませんバーストの赤あか方偏かたへん移うつりが測定そくていされた初はじめての例れいだった[18][19]。いくつかの光学こうがくスペクトルもカラル・アルト天文台てんもんだいにおいて430-710 nmと350-800 nmの波長はちょうで得えられたが、輝線きせんは見みられなかった[20]。

GRB 970508の発見はっけんから5日にち後ごの5月がつ13日にち、フレイルは超ちょう大型おおがた干渉かんしょう電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう群ぐんでの観測かんそくを再開さいかいした[21]。彼かれはバーストのあった領域りょういきを3.5 cmの波長はちょうで観測かんそくすると、すぐに強つよいシグナルを検出けんしゅつした[21]。24時じ間あいだ後ご、3.5 cmのシグナルは有意ゆういに強つよくなり、また6 cmと21 cmにもシグナルが検出けんしゅつされた[21]。これは、ガンマ線がんませんバーストの残ざん光こう電波でんぱの初はじめての確たしかな観測かんそくであった[21][22][23]。

それから1カ月かげつ、フレイルは電波でんぱ源げんの光度こうどが日ひごとにかなり変動へんどうしながら徐々じょじょに増大ぞうだいしていることを観測かんそくした。変動へんどうは観測かんそく波長はちょう全すべてで同時どうじには起おこらなかったが、プリンストン大学ぷりんすとんだいがくのジェレミー・グッドマンはこれを電波でんぱが銀河系ぎんがけい内ないの恒星こうせい間あいだプラズマによって曲まげられているためだと説明せつめいした[22][24]。このような電波でんぱの光度こうどの変動へんどうは、天体てんたいの見みかけの直径ちょっけいが3マイクロ秒びょう以内いないの時ときにのみ起おこる現象げんしょうだった[24]。

特徴とくちょう

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ベッポサックスのガンマ線がんませんバーストモニターは、40-700keVのエネルギー範囲はんいで1.85 ± 0.3 nJ/m2の流りゅう束たばを記録きろくした。広域こういきカメラ(2-26 keV)は0.7 ± 0.1 nJ/m2の流りゅう束たばを記録きろくした[25]。BATSE (20-1000 keV)は3.1 ± 0.2 nJ/mの流りゅう束たばを記録きろくした[8]。

バーストの5時じ間あいだ後ご、天体てんたいの視み等級とうきゅうは、Uバンド（紫外線しがいせん領域りょういき）で20.3 ± 0.3、Rバンド（赤色あかいろ光こう領域りょういき）で21.2 ± 0.1に達たっした[20]。残ざん光こうは、Uバンドでは5月11日にち2時じ13分ふんUTC(Uバンド)に19.6 ± 0.3、Rバンドでは5月がつ10日とおか20時じ55分ふんUTCに19.8 ± 0.2のピークに達たっした[20]。

キットピーク国立こくりつ天文台てんもんだいの天文学てんもんがく者しゃジェームズ・ローズはバーストを分析ぶんせきし、これが強つよいビームではないことを突つき止とめた[26]。フレイルらによる更さらなる分析ぶんせきで、バーストから放出ほうしゅつされる合計ごうけいのエネルギーは約やく5×1043 Jと示しめし、またローズはガンマ線がんませんの合計ごうけいのエネルギーは約やく3×1043 Jであると示しめした[27]。このことは、ガンマ線がんませんとバーストの噴射ふんしゃの運動うんどうエネルギーは同おなじ程度ていどで、ガンマ線がんませんの生産せいさん効率こうりつが悪わるいモデルは排除はいじょできることが示唆しさされた[27]。

距離きょりとモデル

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このバーストが起おこるまで、ガンマ線がんませんバーストが地球ちきゅうからどれくらい離はなれた場所ばしょで起おこるのかについての天文学てんもんがく者しゃの間あいだの共通きょうつう認識にんしきはなかった。バーストの等ひとし方かた性せい分布ぶんぷからは、これらが銀河系ぎんがけいのディスクの中なかにはないことを示唆しさしていたが、ガンマ線がんませんバーストは銀河系ぎんがけいの銀河ぎんがハローの中なかに位置いちし、エネルギーが高たかくないため明あかるく見みえないのだと主張しゅちょうする天文学てんもんがく者しゃもいた。一方いっぽう、ガンマ線がんませんバーストは宇宙うちゅう論ろん的てき距離きょりがある他ほかの銀河ぎんが内ないにあり、非常ひじょうにエネルギーが大おおきいために検出けんしゅつができると考かんがえる天文学てんもんがく者しゃもいた。距離きょりの測定そくていとバーストの合計ごうけいエネルギーの計算けいさん結果けっかは、明白めいはくに後者こうしゃの説せつを支持しじしており、この議論ぎろんには終止符しゅうしふが打うたれた[28]。

5月の1ヶ月かげつ間あいだで、電波でんぱ強度きょうどの変動へんどうは目立めだたなくなった。これは、発見はっけんされた時ときにすでに電波でんぱ源げんがかなり拡張かくちょうしていたことを示しめしていた。電波でんぱ源げんまでの既知きちの距離きょりと変動へんどうが終おわるまでの経過けいか時間じかんから、フレイルは電波でんぱ源げんはほぼ光速こうそくで膨張ぼうちょうしていたことを計算けいさんした[29]。既存きそんのいくつかのモデルでは相対そうたい論ろん的てき速度そくどで拡張かくちょうする天体てんたいの概念がいねんを内包ないほうしていたが、この発見はっけんはそのようなモデルを支持しじする最初さいしょの強力きょうりょくな証拠しょうこになった[30][31]。

ホスト銀河ぎんが

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1998年ねん8月がつに撮影さつえいされたGRB 970508のホスト銀河ぎんが

GRB 970508の残ざん光こうは、最初さいしょに検出けんしゅつされてから19.82日にち後ごに最大さいだいの光度こうどに達たっした後のち、約やく100日間にちかんかけて冪べき乗じょう則そくに従したがって徐々じょじょに暗くらくなり[32]、最終さいしゅう的てきには視み等級とうきゅうV = 25.4 ± 0.15の星ほし形成けいせいが盛さかんな矮小わいしょう銀河ぎんがを残のこして消滅しょうめつした[32][33]。

ホスト銀河ぎんがのディスクは扁平へんぺい率りつ0.70 ± 0.07の自然しぜん対数たいすうの底そこの形かたちであった[32]。GRB 970508の残ざん光こうの赤色あかいろ偏へん移うつりz = 0.835はホスト銀河ぎんがの赤色あかいろ偏へん移うつりz = 0.83とほぼ一致いっちし、以前いぜんに観測かんそくされたバーストと異ことなり、GRB 970508は活動かつどう銀河ぎんが核かくと関連かんれんしているらしいことが明あきらかとなった[32]。

脚注きゃくちゅう

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  1. ^ a b c d e f “SIMBAD Astronomical Database”. Results for GRB 970508. 2016年ねん9月がつ25日にち閲覧えつらん。
  2. ^ Schilling 2002, pp. 12–16
  3. ^ Costa 1997
  4. ^ Schilling 2002, pp. 58–60
  5. ^ Pedersen 1997
  6. ^ a b Schilling 2002, pp. 115–116
  7. ^ Pian 1998
  8. ^ a b Kouveliotou 1997
  9. ^ a b Schilling 2002, pp. 116–117
  10. ^ a b c Schilling 2002, pp. 118–120
  11. ^ Bond 1997
  12. ^ a b Schilling 2002, pp. 121-123
  13. ^ Varendoff 2001, p. 383
  14. ^ a b Metzger 1997a
  15. ^ a b Metzger 1997b
  16. ^ Katz 2002, p. 148
  17. ^ Katz 2002, p. 149
  18. ^ Schilling 2002, p. 120
  19. ^ Reichart 1998
  20. ^ a b c Castro-Tirado 1998
  21. ^ a b c d Schilling 2002, p. 124
  22. ^ a b Katz 2002, p. 147
  23. ^ NRAO 1997
  24. ^ a b Schilling 2002, p. 125
  25. ^ Galama 1998
  26. ^ Rhoads 1999
  27. ^ a b Pacz-ski 1999, p. 2
  28. ^ Schilling 2002, p. 123
  29. ^ Waxman 1998
  30. ^ Schilling 2002, p. 126
  31. ^ Piran 1999, p. 23
  32. ^ a b c d Fruchter 2000
  33. ^ Bloom 1998

出典しゅってん

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