ガンマ線バーストの起源

ガンマ線バーストの起源は、ガンマ線バースト(GRB)を放出できる天体の種類です。GRB は並外れた多様性を示します。持続時間はほんの一瞬から数分間までさまざまです。バーストは単一のプロファイルを持つこともあれば、強度が激しく上下に振動することもあり、そのスペクトルは宇宙の他の天体とは異なり、非常に多様です。観測による制約がほとんどないため、蒸発する ブラックホール、白色矮星の磁気フレア、中性子星への物質の集積、反物質の集積、超新星、極超新星、超大質量ブラックホールからの回転エネルギーの急速な抽出など、さまざまな理論が生まれました。^{[1] [2]}

GRB の起源 (発生源) には少なくとも 2 種類あります。1 つは長時間のソフトスペクトルバーストの原因で、もう 1 つは短時間のハードスペクトルバーストの原因 (あるいはそれ以上) です。長時間の GRB の起源は、大質量で金属量の少ない星が中心核の崩壊によって爆発したものであると考えられています。短時間の GRB の起源は、中性子星のようなコンパクトな連星系の合体から発生すると考えられており、これはGW170817 での中性子星合体とキロノバの観測によって確認されました。

2007 年現在、天体物理学のコミュニティでは、長時間バーストは、一般にコラプサーまたはハイパーノヴァと呼ばれる特定の種類の超新星のようなイベントで発生する大質量星の死に関連しているという点でほぼ普遍的な合意が得られています。^{[2] [3]非常に重い星は、中心で物質を}鉄まで融合することができます。その時点で星は融合によるエネルギーの生成を継続できずに崩壊し、この場合はすぐにブラックホールを形成します。中心核の周りの星からの物質は中心に向かって降り注ぎ、（高速で回転する星の場合は）高密度の降着円盤に渦を巻きます。この物質がブラックホールに落ち込むと、回転軸に沿って、物質密度が降着円盤よりもはるかに低い一対のジェットが光速に近い速度で星の極に向かって押し出され、前面に相対論的な衝撃波^[4]が作成されます。星が厚く拡散した水素の層で囲まれていない場合、ジェットの物質は星の表面まで激しく衝突する可能性があります。先頭の衝撃波は、通過する星の物質の密度が減少するにつれて加速し、星の表面に到達する頃には、ローレンツ係数が 100 以上 (つまり、光速の 0.9999 倍の速度) で移動する可能性があります。表面に到達すると、衝撃波は宇宙空間に放出され、そのエネルギーの多くはガンマ線の形で放出されます。

この理論によれば、恒星がガンマ線バーストまで進化するには、3 つの非常に特殊な条件が必要である。まず、恒星は中心にブラックホールを形成するほど非常に質量が大きく (おそらく主系列で少なくとも太陽の 40 倍の質量)、ジェットを発射できる降着トーラスを発達させるほどに高速で回転している必要があり、ジェットが表面に到達できるように水素の外殻を剥ぎ取るほどに金属量が低い必要がある。その結果、ガンマ線バーストは、恒星が鉄まで融合できるほど質量があれば十分な 通常の核崩壊型超新星よりもはるかにまれである。

このコンセンサスは主に2つの証拠に基づいています。第一に、長いガンマ線バーストは例外なく、不規則銀河や渦巻き銀河の腕など、最近星形成が盛んなシステムで発見されています。^[5]これは、数億年以内に進化して死に、星形成が長い間停止している領域では決して見つからない大質量星との関連を示す強力な証拠です。これは必ずしもコラプサーモデルを証明するものではありませんが（他のモデルでも星形成との関連が予測されています）、大きな支持を与えています。

第二に、ガンマ線バーストの直後に超新星が出現する観測例がいくつかある。ガンマ線バーストのほとんどは遠すぎる場所で発生するため、現在の機器ではその距離にある超新星からの比較的微弱な放射を検出する見込みはないが、赤方偏移の低いシステムでは、ガンマ線バーストの直後から数日以内に超新星が出現するという、十分に文書化された例がいくつかある。分類に成功したこれらの超新星は、Ib/c 型で、中心核の崩壊によって引き起こされる珍しい種類の超新星である。Ib 型と Ic 型の超新星には水素吸収線がなく、水素外殻を失った星の理論的予測と一致している。最も明らかな超新星の特徴を持つGRBには、GRB 060218 (SN 2006aj)、^[6]、 GRB 030329 (SN 2003dh)、^[7]、GRB 980425 (SN 1998bw)、^[8]などがあり、さらに遠方のGRBのいくつかは、晩年に残光曲線に超新星の「隆起」を示します。

この理論に対する疑問は、最近になって、超新星の特徴を全く示さない 2 つの長距離ガンマ線バーストが発見されたこと^{[9] [10]}によって浮上しました。GRB060614 と GRB 060505 は、地上の望遠鏡による厳重な監視にもかかわらず、超新星が発生するという予測を覆しました。しかし、どちらのイベントも活発に星形成を行っている恒星集団と関連していました。考えられる説明の 1 つは、非常に質量の大きい恒星の中心が崩壊する間にブラックホールが形成され、超新星爆発が表面に到達する前に恒星全体が「飲み込まれる」というものです。^{[引用が必要]}

短時間ガンマ線バーストは例外のようです。2007年まで、これらのイベントのうち、特定の銀河のホストに局在していたのはほんの一握りでした。しかし、局在していたものは、長時間バーストの集団とは大きな違いを示しているようです。少なくとも1つの短時間バーストが銀河の星形成中心領域で発見されている一方で、他のいくつかは、星形成がほぼ停止している大きな楕円銀河の外側領域や外側ハローと関連付けられていました。これまでに特定されたホストはすべて、低赤方偏移でした。^[11]さらに、これらのイベントの距離が比較的近く、詳細な追跡調査が行われているにもかかわらず、短時間ガンマ線バーストと超新星が関連付けられていません。

天体物理学のコミュニティでは、短時間の GRB の起源について、普遍的に支持される単一のモデルにまだ落ち着いていませんが、一般的に支持されているモデルは、重力による螺旋状の結果としての 2 つのコンパクトな天体の合体、つまり 2 つの中性子星^{[12] [13]}または中性子星とブラックホール^[14]です。宇宙ではまれだと考えられていますが、銀河系では中性子星と中性子星の近接連星の例が少数知られており、中性子星とブラックホールの連星も存在すると考えられています。アインシュタインの一般相対性理論によると、この種のシステムは重力放射によってゆっくりとエネルギーを失い、2 つの縮退した天体は螺旋状にどんどん近づいていき、最後の数秒で潮汐力によって中性子星 (または複数の中性子星) が引き裂かれ、物質が 1 つのブラックホールに突入する前に膨大な量のエネルギーが解放されます。このプロセス全体は極めて速く起こり、数秒以内に完全に終了すると考えられており、これがこれらのバーストの短さの原因です。長時間のバーストとは異なり、爆発する従来の星は存在しないため、超新星は発生しません。

このモデルは、これまでのところ、短いGRBのホスト銀河の分布によって十分に裏付けられている。短いGRBのホスト銀河は、星形成のない古い銀河（例えば、最初のホストと思われる場所に局在する短いバーストであるGRB0505​​09B）だけでなく、星形成がまだ起こっている銀河（2番目のGRB050709など）でも観測されており、より若く見える銀河でさえ、かなりの数の古い星を持つことがある。しかし、短いGRBでは、合体が完了したはずのかなり後（数日に及ぶ）までX線フレアが観測されており^、また、いくつかの短いGRBでは近くのホストがまったく見つからないため、この図はいくぶん曖昧になっている。

短時間の GRB の小さなサブセットを説明できる可能性のある最後のモデルは、いわゆるマグネター巨大フレア (メガフレアまたはハイパーフレアとも呼ばれる) です。初期の高エネルギー衛星により、銀河面内で軟ガンマ線と硬 X 線のバーストを頻繁に繰り返し発生する少数の天体が発見されました。これらの発生源は繰り返し発生し、爆発は非常に軟らかい (通常は熱的) 高エネルギー スペクトルを持つため、通常のガンマ線バーストとは別のクラスの天体であることがすぐにわかり、その後の GRB 研究から除外されました。ただし、現在では極度に磁化された中性子星であると考えられ、マグ​​ネターと呼ばれることもあるこれらの天体は、まれに非常に明るいバーストを発生させることがあります。これまでに観測された最も強力な現象は、2004年12月27日の巨大フレアである。これはマグネターSGR 1806-20から発生し、軌道上のすべてのガンマ線衛星の検出器を飽和させるほど明るく、地球の電離層を著しく乱した。^[16] 「通常の」ガンマ線バースト（短時間または長時間）よりははるかに明るさは劣るものの、このような現象は現在の宇宙船で遠くのおとめ座銀河団の銀河からでも検出可能であり、この距離では光度曲線だけに基づいて他の種類の短時間ガンマ線バーストと区別することは難しい。現在までに、天の川銀河以外の銀河で発生したSGRフレアと関連したガンマ線バーストは3つある。大マゼラン雲のGRB 790305b、M81のGRB 051103、 M31のGRB 070201である。^[17]

HETE II と Swift の観測により、長いガンマ線バーストには超新星を伴う場合と伴わない場合があり、また顕著な X 線残光を伴う場合と伴わない場合があることが明らかになりました。これは、長い GRB の起源が多様であること、おそらく星形成領域の内外にあり、それ以外は共通の内部エンジンがあることを示す手がかりとなります。長い GRB の数十秒という時間スケールは、粘性プロセスや散逸プロセスなど、内部エンジンに固有のものであると考えられます。

最も強力な恒星質量の一時的な発生源は、前述の前駆天体（崩壊星とコンパクト天体の合体）であり、いずれも降着円盤またはトーラスの形の破片に囲まれた回転するブラックホールを生成します。回転するブラックホールは、コマと同様に、角運動量 ^[18]でスピンエネルギーを運びます 。

${\displaystyle E_{spin}={\frac {1}{2}}I\Omega _{H}^{2}}$

ここで、およびは、質量 のカーブラックホールの特定の角運動量を表す三角関数の式^[19]におけるブラックホールの慣性モーメントと角速度を表します。小さなパラメータが存在しないため、カーブラックホールのスピンエネルギーは、その全質量エネルギーのかなりの割合 (29%) に達する可能性があることはよく知られており、そのため、空で最も注目すべき一時的なソースにエネルギーを供給することが期待されています。特に興味深いのは、前述のシナリオで周囲に対してスピンダウンする過程で、回転するブラックホールの重力場によって 非熱放射を生成するメカニズムです。${\displaystyle I=4M^{3}(\cos(\lambda /2)/\cos(\lambda /4))^{2}}$${\displaystyle \Omega _{H}=(1/2M)\tan(\lambda /2)}$${\displaystyle \sin \lambda =a/M}$ ${\displaystyle a}$${\displaystyle M}$${\displaystyle M}$

マッハの原理により、時空は質量エネルギーとともに、宇宙規模の遠くの星や近くにあるブラックホールに引きずり込まれます。したがって、パルサーが放射の角運動量を無限に放出してスピンダウンするのと同じ理由で、回転するブラックホールの周囲では物質がスピンアップする傾向があります。高速で回転するブラックホールのスピンエネルギーの大部分は、内部のディスクまたはトーラスに対する粘性スピンダウンのプロセスで、さまざまな放出チャネルに放出される可能性があります。

最も低いエネルギー状態の高速で回転する恒星質量ブラックホールのスピンダウンは、内部ディスクに対して数十秒かかります。これは、2つの中性子星の合体、伴ブラックホールの周りでの中性子星の分裂、または大質量星のコア崩壊で形成された残骸を表しています。内部ディスクの強制乱流は磁場と多重極質量モーメントの生成を刺激し、それによって電波、ニュートリノ、そして主に重力波の放射チャネルが開き、図 ^[20]に示すように特徴的なチャープ音 とともに、天文学的な量のベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーが生成されます。^{[21] [22] [23]}

重力波に対する物質の透明性は、超新星や GRB の最も内部の仕組みを調べるための新しいプローブを提供します。重力波観測所LIGOとVirgo は、数十から 1,500 Hz 程度の周波数範囲で恒星の質量遷移を調べるように設計されています。上記の重力波放射は、LIGO-Virgo の感度帯域幅内に十分収まります。中性子星と別の中性子星または伴ブラックホールの連星合体で生成される「裸の内部エンジン」によって駆動される長い GRB の場合、上記の磁気ディスク風は長時間の電波バーストに消散し、新しい低周波アレイ(LOFAR) によって観測される可能性があります。

• ガンマ線バーストの放出メカニズム
• クォークノヴァ