ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡が初めて捉えたガンマ線バーストは明るいうえに標準的なガンマ線バーストから外れている。以下、Deepl翻訳ツールで翻訳。
JWST初のGRB残光のスペクトル。史上最も明るいGRB、GRB 221009A の観測では、明るい超新星は観測されませんでした。
概要
JWST とハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による GRB 221009A の残光の観測を紹介します。
これまで観測された中で最も明るいガンマ線バースト (GRB) です。NIRSPEC (0.6-5.5ミクロン) と MIRI (5ミクロン) で得られた観測結果。
とMIRI(5-12ミクロン)で行った観測は、GRBに対して行われた最初の中赤外分光観測である
その結果、β≒0.35、AV＝4.9となり、GRBを超える明るさを持つことがわかりました。
AV = 4.9となり、銀河系で想定される値よりも大きくなりました。これは、天の川銀河やGRBホスト銀河の塵によって、銀河系の想定値以上の消光が起きていることを示唆しています。
これは、銀河系内の斑点状の消光か、GRBホスト銀河の塵によるものと考えられます。さらに、X線領域と光学・赤外領域は、アフターグローのシンクロトロンスペクトルの同じ枝にないことを示唆しています。もし、X線と可視光・赤外光の間に冷却の切れ目があるとすれば、時間的な減少が一致しないことになります。
この場合、時間的な減少は、ジェット崩壊後、ISMの媒質と電子指数がp < 2である場合にのみ一致する。
JWSTのスペクトルは、0.5日後に得られたXシュータースペクトルと光学・近赤外線でほぼ同じ形をしており
スペクトルの進化が見られないことから、この新星は、SN 1998bw よりもかなり暗いか、あるいは青白いことが示唆されます。
また、HSTの観測では、超新星を構成する天体の分離を難しくするような、円盤状の銀河を端から端まで見ることができ
この銀河は、超新星爆発を起こした銀河の中では典型的なものである。この銀河は、長いGRBを持つ銀河の中では典型的なもので、GRB 221009の極端な性質が
その銀河スケールでの環境と直接結びついているわけではないことを示唆しています。
1. はじめに
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で知られている瞬間的に最も明るく輝く現象である。この現象には、長短2種類ある(Kouveliotou et al. 1993)。
長いバーストの大部分は、大質量星の崩壊から発生すると考えられています。
超新星の観測からその起源が確認されています(Hjorth et al. 2003;Levan et al.2016)。短いGRBの多くは、コンパクトな天体の合体によって発生する可能性が高い。
その光度曲線にキロノバが存在することから、多くの短いGRBはコンパクトな天体の合体から発生していると考えられる（Tanvir et al.2013; Berger et al.2013; Gompertz et al.2018; Lamb et al.
2019; Rastinejad et al. 2021)、そして最も強固なのは重力波信号との関連(Abbott et al.2017). しかし、長GRBと短GRBの前駆天体には、これまで考えられていたよりも明らかに大きな重複があることに注意する必要があります。
いくつかの短いGRBでは超新星爆発が起きており(Ahumada et al. 2021; Rossi et al. 2022)、キロノバが観測された。
GRBは極限物理学のプローブとして、また恒星進化を理解するためのルートとして、そして遠方宇宙への灯台として利用されてきた。
長寿命GRB 221009Aは、50年以上にわたる全天観測の結果発見された最も明るいGRBです。
また、このようなバーストは数百年に一度しか発生しないと考えられています(Williams et al. 2023; Malesani & Stargate 2023)。また、GRBとしては初めて
数十 TeV で検出された最初の GRB であり (Huang et al. 2022; Dzhappuev et al. 2022) 、その残光は集中的な追跡調査の一環としてγ線から電波まで観測されている。
を集中的に観測している。VLT/X-shooterの観測により、赤方偏移はz = 0.151(de Ugarte Postigo et al. 2022b; Malesani & Stargate 2023) と、GRBの基準からすると非常に局所的な事象であることがわかります。
低赤方偏移で発見されたバーストのほとんどは、低エネルギーの事象でした (例: Soderberg et al. 2006; Chapman et al. 2007)。
相対論的ジェットそのものからではなく、衝撃波から発生するものである (Campana et al. 2006; Waxman et al. 2007))。その代わり、等方等価エネルギーは
GRB 221009A の等方等価エネルギーは Eγ,iso > 10^54 erg であり、高赤方偏移で見られる最も高エネルギーな GRB に匹敵するものです。近接した
この現象は、関連する超新星とその背景となる銀河の両方を集中的に研究することが可能です。
そのため、この超新星とホスト銀河の両方を集中的に研究することができます。
より明るい宇宙論的集団との類似性を検証する機会を提供します。このように、このような明るい現象は、広範でユニークな追跡調査を可能にします。しかし
GRB 221009A の場合、銀河系平面上に位置するため、前景の消光が大きく AV ≒ 4.2 と不確かで、混雑により光学・赤外観測が難しく、また、X線観測でも、塵で散乱したX線ハローの影響を受けなければなりません (Williams et al. 2023)。
これらの課題にもかかわらず、これまでの観測は、電磁波スペクトル全体にわたって豊富なデータセットを得ています (例えば、Fulton et al. 2023) 。
Fulton et al. 2023; Laskar et al. 2023; Williams et al. 2023; Shrestha et al. 2023; Kann et al. 2023)があります。これらの観測は
これらの観測は、標準的な残光モデルには収まりきらない、複数の要素を持つ複雑なバースト像を示しています。また、超新星 SN 2022ixw (Fulton et al. 2023) や、電波領域での過剰発光も検出されています。
電波領域での過剰発光が観測されています。
ここでは、JWSTとHSTで得られたGRB 221009Aの高空間分解能の観測結果を紹介します。
HST で得られた高空間分解能の観測結果を紹介します。これらは、混雑による影響を最小限に抑え、地上観測の限界より外側まで観測し、ホスト星の特定に必要な空間解像度を提供します。
銀河の同定に必要な空間解像度が得られました。地上からの広範な観測に比べると、サンプリングは劣りますが
地上からの観測に比べるとサンプル数は少ないですが、解像度とS/Nが高いので、原理的にはかなりきれいな観測ができます。
また、スペクトルエネルギー分布のサンプルも豊富です。そこで私たちは、この観測をもとに、進化していく
GRB 221009Aは、爆風波の物理と超新星の存在と特性の両方を理解する上で重要である。
図1. 10月21日にJWSTで観測されたGRB 221009Aのフィールド (左) と、その後HSTで観測されたF098M/F125WとF160Wのフィルターによる
HST の F098M/F125W および F160W フィルタによる観測 (右)。JWSTでは短いシーケンスしか得られていないのに対し
HSTの観測では、かなり深いところまで観測されています。これらの観測から、GRB 221009Aの母銀河が、残光の北東から南西にかけて
この観測により、GRB 221009Aのホスト銀河が残光位置の北東から南西に伸びていることが明らかになりました。
図2. バースト後12日目に観測されたGRB 221009AのJWST NIRSPEC + MIRIスペクトル。上段は
下図は、前景光をAV=4.9で補正したものです。
を補正したものです。中赤外域ではほとんど影響がありませんが、可視域では約100倍もの補正がかかっています。
スペクトルは、いくつかの吸収の可能性が見られるものの、ほとんど特徴がないように見えます。このエポックでは
個々の発光の特徴はない。比較のために、鉄族元素からの予想されるラインとrプロセスの寄与の可能性のあるラインは
Hotokezaka et al.(2022)に記した。比較のため、吸収されたべき乗則モデルに最もフィットする、12日のSN 1998bwの位置もプロットした。
12日のSN 1998bwがそのモデルに追加してどのように見えるかをプロットした（SNは5ミクロン以上で最小限の寄与をするはずで、このような総括的なアプローチは合理的である）。
SNは5ミクロン以上で寄与しているはずで、このような総和的なアプローチは妥当である）。このスペクトルは、追加成分の存在を必要としない。ただし
しかし、最も青い領域（これは消光補正の影響を最も受ける領域でもある）には、GTCの観測でも見られるような上昇を示すことに注目したい。
GTCの観測でも見られる。これは、青い部分に超新星の寄与があることを示している可能性があります。
図3. GRB 221009A の残光とホストの放射状プロファイルとその分解。オレンジ色の線は観測された
観測されたラジアルプロファイル。青線は、観測された恒星光源を、中心部の残差が0.1秒程度になるようにスケーリングしたもの。
中央の約 0.1 秒角の残差は、GRB と同程度のオフセットを持つホスト領域のフラックスと同程度になるように、フィールドの恒星光源をスケーリングしています。緑色の線
は、その点光源を差し引いた残差であり、ホスト銀河の光を表している。
図4. ホスト光とアフターグロー光の分解に使用した 5 つの HST データセット。各パネル行は異なるフィルターに対応しています。
左側が GRB 221009A フィールドの HST 画像、中央が最適な Galfitm モデル、右側が残差マップです。
があります。パネルは最適なホストの位置を中心に、北を上に、東を左に向けて配置されています。共通のカラースケールを用いている。UVIS (左側) と IR (右側) のフィルターは、それぞれ 600と1200の正方形の領域にそれぞれ対応している。一定の100アパーチャ半径内で3×σより大きい残差を持つ画素の割合を残差マップの下側に表示されている。
図5. (a)べき乗則＋天の川銀河の絶滅、(b)べき乗則＋ホスト銀河＋天の川銀河の絶滅。
(b)べき乗則に銀河系と天の川の消光を加えたもの。
図6. JWST観測時のGRB 221009AのX線から電波へのSED。このモデルでは、JWST単独で観測した場合よりも、やや低い
このモデルでは、JWST単独で観測された場合よりもやや低い消滅率になっていますが、この消滅率の測定に伴う課題を考慮すれば
とほぼ一致しています。興味深いことに、JWSTのスペクトルの続きは、私たちが選んだ残光モデルから予想されるように、ミリ波帯に近いところにあります。
興味深いことに、JWSTのスペクトルはミリ点に近く、アフターグローモデル（5.1節参照）の予想通りです。
6. 結論
GRB 221009A の光から中赤外光にかけての一連のスペクトル形状を高SN/Nで測定し、その結果を発表した。
アフターグローのスペクトル形状を測定しました。これらのデータは、光・赤外線の形状がX線と同じでないことを高い信頼度で示しています。
X線、あるいはX線から光学へのインデックスと同じではないことがわかりました。このことは、この2つの領域がシンクロトロンスペクトルの異なった
シンクロトロンスペクトルの異なる枝にあることを示唆しています。スペクトルの傾きがΔβ〜0.5と離れていることから、この違いは
のスペクトルの勾配が離れていることから、この違いは冷却の断絶によるものと考えられますが、他の多波長データとの間に緊張関係が残っており、これらは簡単には解決しません。
Laskar et al. 2023; Williams et al. 2023 など)。
光学から中赤外（0.6-12ミクロン）のスペクトルエネルギー分布は、初期から後期（0.5-12ミクロン）までの変動の証拠をほとんど示していない。
から晩期（0.5日から55日）までの変動の証拠はほとんどない。このことは、これらの時間帯では、超新星放出の寄与はせいぜいわずかであることを示唆している。
あるいは、超新星爆発が観測された波長域の外側（例えば青色）にピークを持つことを示唆しています。このように
前景の高消光と明るい残光という課題があり、GRB221009Aに付随する超新星の研究は今後も困難な状況が続くと思われます。
しかし、GRB 221009Aで得られた大規模でコヒーレントなデータの照合と正確なホストサブトラクションを組み合わせることで、GRB 221009Aに関連する超新星の研究は今後も困難なものとなるでしょう。
GRB 221009Aで得られた大規模なコヒーレントデータの照合と組み合わせることで、最終的にはより良い制約が可能になるはずです。超巨大天体の明確な証拠がない場合は、可能性は低いですが
GRB 221009A がコンパクト天体の合体によって作られたとは考えにくい (超新星の明確な証拠がないため可能性はある)。
このバーストの環境 (ホスト銀河) は、長い GRB の集団の中でも非常に典型的なものであると思われます。また
バースト銀河の環境は、長い GRB の集団の中では極めて典型的なもので、異常な銀河や、ホスト銀河の中の異常な場所を示す証拠はありません。このことから
GRB 221009A が生まれた環境は、低赤方偏移の他の長いGRBと同程度であることを意味します。例えば非常に低い金属度のガスや、特に重い星が存在すると考えられる場所とは一致しないようです。
したがって、このバーストの極端な性質は、極端で異常な環境とは関係ない可能性が高いのです。
STScI のスタッフ、特に Katey Alatalo 氏と Alison Vick 氏の迅速なスケジュール承認とこれらの観測に感謝します。
Alatalo, Claus Leitherer, Alison Vick, William Januszweski, Greg Sloan and Patrick Ogleに感謝します。
この研究は、NASA/ESA のハッブル宇宙望遠鏡で行われた観測をもとに、宇宙望遠鏡科学研究所から入手したものです。
NASAとの契約NASA 5-26555のもと、米国天文学会大学連合が運営する宇宙望遠鏡科学研究所から入手したNASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡による観測に基づいています。
NASAとの契約NAS 5-26555の下で運営されている宇宙望遠鏡科学研究所から入手したものです。これらの観測は、プログラム17264に関連しています。この研究は、一部
NASA/ESA/CSA James Webb Space Telescopeによる観測に一部基づいています。データは
宇宙望遠鏡のためのミカルスキーアーカイブ（宇宙望遠鏡科学研究所）から入手したものです。
NASAとの契約NAS 5-03127により、JWSTのために運営されています。これらの観測は
は、プログラム番号2782に関連しています。一部、スペイン天文台のGran Telescopio Canarias (GTC)による観測に基づく。
カナリアス天文台のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台で行われた観測に一部基づいています。
に設置されています。IRAM NOEMA干渉計のプロジェクト番号S22BCで行われた観測に一部基づいている。
干渉計で行われた観測に一部基づいている。IRAMは、INSU/CNRS（フランス）、MPG（ドイツ）、IGN（スペイン）の支援を受けています。一部
ESOプログラム110.24CF（PI Tanvir）のもと、欧州南天天文台で行われた観測に基づく。
イタリア国立ガリレオ望遠鏡(TNG)によるラ・パルマ島での観測に基づく。
INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) の Fundaci´on Galileo Galilei がラ・パルマ島で運用するイタリアの望遠鏡 (TNG) による観測をもとに、スペイン天文台の Observatorio del Roque de Muchachos (ロケ・デ・ロス・ムチャコス) で行われました。
カナリアス天文台のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台で行われました。
AJL、DBM、NRTは、欧州研究評議会（ERC）の支援により、欧州連合（EU）のHorizon
2020年研究革新プログラム（助成金契約番号：725246）の下、欧州研究評議会（ERC）の支援を受けています。GPLは、英国王立協会ドロシー
Hodgkin Fellowship（助成金番号DHF-R1-221175およびDHF-ERE-221005）の支援を受けています。JHとLIはVILLUMの助成を受けた。
FONDEN Investigator Grantによる支援を受けている（プロジェクト番号16599）。BDMはNational Science Foundationの支援を受けています。
BDMはNational Science Foundation (助成番号AST-2002577)の支援に感謝します。JPUFはカールスバーグ財団の支援を受けている。コズミックドーンセンター
センター（DAWN）は、デンマーク国立研究財団の助成金（No.140）を受けています。DAKは、ヘッセン州の支援に感謝します。
DAKは、ヘッセン州のELEMENTS研究クラスタ（プロジェクトID 500/10.006）の支援を受けています。RB, MGB, SC,
PDA, MF, AM および SP は、イタリア宇宙庁の資金援助（ASI/INAF n. I/004/11/4）を受けています。PDA
PRIN-MIUR 2017 (grant 20179ZF5KS)からの支援に謝意を表します。JFAFは、スペイン
Ministerio de Ciencia, Innovaci´on y Universidades から助成金 PRE2018-086507 を得たことを認める。
JWST初のGRB残光のスペクトル。史上最も明るいGRB、GRB 221009A の観測では、明るい超新星は観測されませんでした。
概要
JWST とハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による GRB 221009A の残光の観測を紹介します。
これまで観測された中で最も明るいガンマ線バースト (GRB) です。NIRSPEC (0.6-5.5ミクロン) と MIRI (5ミクロン) で得られた観測結果。
とMIRI(5-12ミクロン)で行った観測は、GRBに対して行われた最初の中赤外分光観測である
その結果、β≒0.35、AV＝4.9となり、GRBを超える明るさを持つことがわかりました。
AV = 4.9となり、銀河系で想定される値よりも大きくなりました。これは、天の川銀河やGRBホスト銀河の塵によって、銀河系の想定値以上の消光が起きていることを示唆しています。
これは、銀河系内の斑点状の消光か、GRBホスト銀河の塵によるものと考えられます。さらに、X線領域と光学・赤外領域は、アフターグローのシンクロトロンスペクトルの同じ枝にないことを示唆しています。もし、X線と可視光・赤外光の間に冷却の切れ目があるとすれば、時間的な減少が一致しないことになります。
この場合、時間的な減少は、ジェット崩壊後、ISMの媒質と電子指数がp < 2である場合にのみ一致する。
JWSTのスペクトルは、0.5日後に得られたXシュータースペクトルと光学・近赤外線でほぼ同じ形をしており
スペクトルの進化が見られないことから、この新星は、SN 1998bw よりもかなり暗いか、あるいは青白いことが示唆されます。
また、HSTの観測では、超新星を構成する天体の分離を難しくするような、円盤状の銀河を端から端まで見ることができ
この銀河は、超新星爆発を起こした銀河の中では典型的なものである。この銀河は、長いGRBを持つ銀河の中では典型的なもので、GRB 221009の極端な性質が
その銀河スケールでの環境と直接結びついているわけではないことを示唆しています。
1. はじめに
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で知られている瞬間的に最も明るく輝く現象である。この現象には、長短2種類ある(Kouveliotou et al. 1993)。
長いバーストの大部分は、大質量星の崩壊から発生すると考えられています。
超新星の観測からその起源が確認されています(Hjorth et al. 2003;Levan et al.2016)。短いGRBの多くは、コンパクトな天体の合体によって発生する可能性が高い。
その光度曲線にキロノバが存在することから、多くの短いGRBはコンパクトな天体の合体から発生していると考えられる（Tanvir et al.2013; Berger et al.2013; Gompertz et al.2018; Lamb et al.
2019; Rastinejad et al. 2021)、そして最も強固なのは重力波信号との関連(Abbott et al.2017). しかし、長GRBと短GRBの前駆天体には、これまで考えられていたよりも明らかに大きな重複があることに注意する必要があります。
いくつかの短いGRBでは超新星爆発が起きており(Ahumada et al. 2021; Rossi et al. 2022)、キロノバが観測された。
GRBは極限物理学のプローブとして、また恒星進化を理解するためのルートとして、そして遠方宇宙への灯台として利用されてきた。
長寿命GRB 221009Aは、50年以上にわたる全天観測の結果発見された最も明るいGRBです。
また、このようなバーストは数百年に一度しか発生しないと考えられています(Williams et al. 2023; Malesani & Stargate 2023)。また、GRBとしては初めて
数十 TeV で検出された最初の GRB であり (Huang et al. 2022; Dzhappuev et al. 2022) 、その残光は集中的な追跡調査の一環としてγ線から電波まで観測されている。
を集中的に観測している。VLT/X-shooterの観測により、赤方偏移はz = 0.151(de Ugarte Postigo et al. 2022b; Malesani & Stargate 2023) と、GRBの基準からすると非常に局所的な事象であることがわかります。
低赤方偏移で発見されたバーストのほとんどは、低エネルギーの事象でした (例: Soderberg et al. 2006; Chapman et al. 2007)。
相対論的ジェットそのものからではなく、衝撃波から発生するものである (Campana et al. 2006; Waxman et al. 2007))。その代わり、等方等価エネルギーは
GRB 221009A の等方等価エネルギーは Eγ,iso > 10^54 erg であり、高赤方偏移で見られる最も高エネルギーな GRB に匹敵するものです。近接した
この現象は、関連する超新星とその背景となる銀河の両方を集中的に研究することが可能です。
そのため、この超新星とホスト銀河の両方を集中的に研究することができます。
より明るい宇宙論的集団との類似性を検証する機会を提供します。このように、このような明るい現象は、広範でユニークな追跡調査を可能にします。しかし
GRB 221009A の場合、銀河系平面上に位置するため、前景の消光が大きく AV ≒ 4.2 と不確かで、混雑により光学・赤外観測が難しく、また、X線観測でも、塵で散乱したX線ハローの影響を受けなければなりません (Williams et al. 2023)。
これらの課題にもかかわらず、これまでの観測は、電磁波スペクトル全体にわたって豊富なデータセットを得ています (例えば、Fulton et al. 2023) 。
Fulton et al. 2023; Laskar et al. 2023; Williams et al. 2023; Shrestha et al. 2023; Kann et al. 2023)があります。これらの観測は
これらの観測は、標準的な残光モデルには収まりきらない、複数の要素を持つ複雑なバースト像を示しています。また、超新星 SN 2022ixw (Fulton et al. 2023) や、電波領域での過剰発光も検出されています。
電波領域での過剰発光が観測されています。
ここでは、JWSTとHSTで得られたGRB 221009Aの高空間分解能の観測結果を紹介します。
HST で得られた高空間分解能の観測結果を紹介します。これらは、混雑による影響を最小限に抑え、地上観測の限界より外側まで観測し、ホスト星の特定に必要な空間解像度を提供します。
銀河の同定に必要な空間解像度が得られました。地上からの広範な観測に比べると、サンプリングは劣りますが
地上からの観測に比べるとサンプル数は少ないですが、解像度とS/Nが高いので、原理的にはかなりきれいな観測ができます。
また、スペクトルエネルギー分布のサンプルも豊富です。そこで私たちは、この観測をもとに、進化していく
GRB 221009Aは、爆風波の物理と超新星の存在と特性の両方を理解する上で重要である。
図1. 10月21日にJWSTで観測されたGRB 221009Aのフィールド (左) と、その後HSTで観測されたF098M/F125WとF160Wのフィルターによる
HST の F098M/F125W および F160W フィルタによる観測 (右)。JWSTでは短いシーケンスしか得られていないのに対し
HSTの観測では、かなり深いところまで観測されています。これらの観測から、GRB 221009Aの母銀河が、残光の北東から南西にかけて
この観測により、GRB 221009Aのホスト銀河が残光位置の北東から南西に伸びていることが明らかになりました。
図2. バースト後12日目に観測されたGRB 221009AのJWST NIRSPEC + MIRIスペクトル。上段は
下図は、前景光をAV=4.9で補正したものです。
を補正したものです。中赤外域ではほとんど影響がありませんが、可視域では約100倍もの補正がかかっています。
スペクトルは、いくつかの吸収の可能性が見られるものの、ほとんど特徴がないように見えます。このエポックでは
個々の発光の特徴はない。比較のために、鉄族元素からの予想されるラインとrプロセスの寄与の可能性のあるラインは
Hotokezaka et al.(2022)に記した。比較のため、吸収されたべき乗則モデルに最もフィットする、12日のSN 1998bwの位置もプロットした。
12日のSN 1998bwがそのモデルに追加してどのように見えるかをプロットした（SNは5ミクロン以上で最小限の寄与をするはずで、このような総括的なアプローチは合理的である）。
SNは5ミクロン以上で寄与しているはずで、このような総和的なアプローチは妥当である）。このスペクトルは、追加成分の存在を必要としない。ただし
しかし、最も青い領域（これは消光補正の影響を最も受ける領域でもある）には、GTCの観測でも見られるような上昇を示すことに注目したい。
GTCの観測でも見られる。これは、青い部分に超新星の寄与があることを示している可能性があります。
図3. GRB 221009A の残光とホストの放射状プロファイルとその分解。オレンジ色の線は観測された
観測されたラジアルプロファイル。青線は、観測された恒星光源を、中心部の残差が0.1秒程度になるようにスケーリングしたもの。
中央の約 0.1 秒角の残差は、GRB と同程度のオフセットを持つホスト領域のフラックスと同程度になるように、フィールドの恒星光源をスケーリングしています。緑色の線
は、その点光源を差し引いた残差であり、ホスト銀河の光を表している。
図4. ホスト光とアフターグロー光の分解に使用した 5 つの HST データセット。各パネル行は異なるフィルターに対応しています。
左側が GRB 221009A フィールドの HST 画像、中央が最適な Galfitm モデル、右側が残差マップです。
があります。パネルは最適なホストの位置を中心に、北を上に、東を左に向けて配置されています。共通のカラースケールを用いている。UVIS (左側) と IR (右側) のフィルターは、それぞれ 600と1200の正方形の領域にそれぞれ対応している。一定の100アパーチャ半径内で3×σより大きい残差を持つ画素の割合を残差マップの下側に表示されている。
図5. (a)べき乗則＋天の川銀河の絶滅、(b)べき乗則＋ホスト銀河＋天の川銀河の絶滅。
(b)べき乗則に銀河系と天の川の消光を加えたもの。
図6. JWST観測時のGRB 221009AのX線から電波へのSED。このモデルでは、JWST単独で観測した場合よりも、やや低い
このモデルでは、JWST単独で観測された場合よりもやや低い消滅率になっていますが、この消滅率の測定に伴う課題を考慮すれば
とほぼ一致しています。興味深いことに、JWSTのスペクトルの続きは、私たちが選んだ残光モデルから予想されるように、ミリ波帯に近いところにあります。
興味深いことに、JWSTのスペクトルはミリ点に近く、アフターグローモデル（5.1節参照）の予想通りです。
6. 結論
GRB 221009A の光から中赤外光にかけての一連のスペクトル形状を高SN/Nで測定し、その結果を発表した。
アフターグローのスペクトル形状を測定しました。これらのデータは、光・赤外線の形状がX線と同じでないことを高い信頼度で示しています。
X線、あるいはX線から光学へのインデックスと同じではないことがわかりました。このことは、この2つの領域がシンクロトロンスペクトルの異なった
シンクロトロンスペクトルの異なる枝にあることを示唆しています。スペクトルの傾きがΔβ〜0.5と離れていることから、この違いは
のスペクトルの勾配が離れていることから、この違いは冷却の断絶によるものと考えられますが、他の多波長データとの間に緊張関係が残っており、これらは簡単には解決しません。
Laskar et al. 2023; Williams et al. 2023 など)。
光学から中赤外（0.6-12ミクロン）のスペクトルエネルギー分布は、初期から後期（0.5-12ミクロン）までの変動の証拠をほとんど示していない。
から晩期（0.5日から55日）までの変動の証拠はほとんどない。このことは、これらの時間帯では、超新星放出の寄与はせいぜいわずかであることを示唆している。
あるいは、超新星爆発が観測された波長域の外側（例えば青色）にピークを持つことを示唆しています。このように
前景の高消光と明るい残光という課題があり、GRB221009Aに付随する超新星の研究は今後も困難な状況が続くと思われます。
しかし、GRB 221009Aで得られた大規模でコヒーレントなデータの照合と正確なホストサブトラクションを組み合わせることで、GRB 221009Aに関連する超新星の研究は今後も困難なものとなるでしょう。
GRB 221009Aで得られた大規模なコヒーレントデータの照合と組み合わせることで、最終的にはより良い制約が可能になるはずです。超巨大天体の明確な証拠がない場合は、可能性は低いですが
GRB 221009A がコンパクト天体の合体によって作られたとは考えにくい (超新星の明確な証拠がないため可能性はある)。
このバーストの環境 (ホスト銀河) は、長い GRB の集団の中でも非常に典型的なものであると思われます。また
バースト銀河の環境は、長い GRB の集団の中では極めて典型的なもので、異常な銀河や、ホスト銀河の中の異常な場所を示す証拠はありません。このことから
GRB 221009A が生まれた環境は、低赤方偏移の他の長いGRBと同程度であることを意味します。例えば非常に低い金属度のガスや、特に重い星が存在すると考えられる場所とは一致しないようです。
したがって、このバーストの極端な性質は、極端で異常な環境とは関係ない可能性が高いのです。
STScI のスタッフ、特に Katey Alatalo 氏と Alison Vick 氏の迅速なスケジュール承認とこれらの観測に感謝します。
Alatalo, Claus Leitherer, Alison Vick, William Januszweski, Greg Sloan and Patrick Ogleに感謝します。
この研究は、NASA/ESA のハッブル宇宙望遠鏡で行われた観測をもとに、宇宙望遠鏡科学研究所から入手したものです。
NASAとの契約NASA 5-26555のもと、米国天文学会大学連合が運営する宇宙望遠鏡科学研究所から入手したNASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡による観測に基づいています。
NASAとの契約NAS 5-26555の下で運営されている宇宙望遠鏡科学研究所から入手したものです。これらの観測は、プログラム17264に関連しています。この研究は、一部
NASA/ESA/CSA James Webb Space Telescopeによる観測に一部基づいています。データは
宇宙望遠鏡のためのミカルスキーアーカイブ（宇宙望遠鏡科学研究所）から入手したものです。
NASAとの契約NAS 5-03127により、JWSTのために運営されています。これらの観測は
は、プログラム番号2782に関連しています。一部、スペイン天文台のGran Telescopio Canarias (GTC)による観測に基づく。
カナリアス天文台のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台で行われた観測に一部基づいています。
に設置されています。IRAM NOEMA干渉計のプロジェクト番号S22BCで行われた観測に一部基づいている。
干渉計で行われた観測に一部基づいている。IRAMは、INSU/CNRS（フランス）、MPG（ドイツ）、IGN（スペイン）の支援を受けています。一部
ESOプログラム110.24CF（PI Tanvir）のもと、欧州南天天文台で行われた観測に基づく。
イタリア国立ガリレオ望遠鏡(TNG)によるラ・パルマ島での観測に基づく。
INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) の Fundaci´on Galileo Galilei がラ・パルマ島で運用するイタリアの望遠鏡 (TNG) による観測をもとに、スペイン天文台の Observatorio del Roque de Muchachos (ロケ・デ・ロス・ムチャコス) で行われました。
カナリアス天文台のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台で行われました。
AJL、DBM、NRTは、欧州研究評議会（ERC）の支援により、欧州連合（EU）のHorizon
2020年研究革新プログラム（助成金契約番号：725246）の下、欧州研究評議会（ERC）の支援を受けています。GPLは、英国王立協会ドロシー
Hodgkin Fellowship（助成金番号DHF-R1-221175およびDHF-ERE-221005）の支援を受けています。JHとLIはVILLUMの助成を受けた。
FONDEN Investigator Grantによる支援を受けている（プロジェクト番号16599）。BDMはNational Science Foundationの支援を受けています。
BDMはNational Science Foundation (助成番号AST-2002577)の支援に感謝します。JPUFはカールスバーグ財団の支援を受けている。コズミックドーンセンター
センター（DAWN）は、デンマーク国立研究財団の助成金（No.140）を受けています。DAKは、ヘッセン州の支援に感謝します。
DAKは、ヘッセン州のELEMENTS研究クラスタ（プロジェクトID 500/10.006）の支援を受けています。RB, MGB, SC,
PDA, MF, AM および SP は、イタリア宇宙庁の資金援助（ASI/INAF n. I/004/11/4）を受けています。PDA
PRIN-MIUR 2017 (grant 20179ZF5KS)からの支援に謝意を表します。JFAFは、スペイン
Ministerio de Ciencia, Innovaci´on y Universidades から助成金 PRE2018-086507 を得たことを認める。
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