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日本物理学会 第69回年次大会 宇宙線・宇宙物理領域、理論核物理領域合同シンポジウム 重力波源とその電磁波、ニュートリノ対応天体 連星中性子星(NS-­‐NS)合体からの 重力波・電磁波・ニュートリノ放射
仏坂健太 (京都大学) Outline
•  連星中性子星合体の重力波天文学 •  連星中性子星合体に付随する電磁波 ü  ショートガンマ線バースト ü  質量放出に伴う電磁波放射 ü  Short GRB 130603B の巨新星
•  まとめ 重力波と人類の歩み
ü  1916年、Einsteinの計算 =>一般相対論から重力波の存在の予言。 ü  1974年、Hulse-­‐Taylor パルサーの発見 =>理論予想どうりに重力波を放射。 ü  2014年、BICEP2によるCMBの原始重力波起源
のB-­‐modeの発見!? =>重力波は宇宙空間を伝播している。 ü  201X年、重力波検出器によって、直接検出。
重力波天文学：初検出に向けて KAGRA
Advanced LIGO
GW
Advanced Virgo
有望なターゲット： GW コンパクト天体の合体 予想イベントレート(NS-­‐NS合体) Abadie et al (2010)
これまで (IniTal LIGO, Virgo) 数年後から(KAGRA, Advanced LIGO, Virgo)
0.0002 〜　0.2 /yr 0.4 〜 400 /yr
数値相対論：NS-­‐NS合体と重力波形
M1 = 1.4M sun
M 2 = 1.3M sun
EOS : APR (R=11km, Mmax=2.2Msun)のモデル
連星の質量・星の半径によって、重力波波形は異なる。 コンパクト連星合体からの重力波を捉える
マッチドフィルター解析
データ：雑音＋重力波
理論波形(テンプレート)
2e-21
0.15
0.1
0.05
h
1e-21
0
-0.05
h
-0.1
-0.15
0
2
2.01
2.02
2.03
time[s]
2.04
2.05
-1e-21
-2e-21
2
2.01
2.02
2.03
2.04
2.05
テンプレートとデータの 内積を取って重力波信号を 取り出す
time[s]
運動に関わる物理量(質量など)　軌道運動
検出
重力波波形
重力波観測で測定される物理量
マッチドフィルター解析(SNR〜20，1.4-­‐1.4Msun) Rodliguez et al 2013，Read et al 2013
関連テーマ
連星進化
ü  天体の個々の質量が〜15% で測定。 GRB, gravity
ü  合体時刻〜1msの精度でわかる? ü  中性子星の半径 ±2km 程度で測定? ü  天体までの距離が〜数10% で測定。 ü  天球面上の位置が〜10deg^2 で測定
核物質
宇宙論
！？
ü  重力波検出を他の実験(観測) によって追確認できるか？ ü  重力波天文学をより豊かなものできるか？
重力波の対応天体の観測に期待
Outline
•  連星中性子星合体からの重力波 •  連星中性子星合体に付随する電磁波 ü  ショートガンマ線バースト ü  質量放出に伴う等方電磁波放射 ü  Short GRB 130603B の巨新星
•  まとめ 重力波ー電磁波観測
•  次世代重力波望遠鏡時代のコンパクト連星天文学
ü 〜200Mpcまでカバーする => 数10万の銀河 検出閾値付近のイベントが多い➡電磁波で確認➡発見の手助け
ü 波源の位置決定が苦手(10deg^2)。 電磁波で母銀河、距離を決定➡ GW-­‐photon伝播の物理
ü 重力波から合体時刻、天体の質量はわかるだろう。 波源は中性子星？ブラックホール？または？　電磁波観測と比較
重力波源の電磁波による追観測が重要！！
電磁波の観測戦略が必要
ü  有望な重力波の対応天体とは？
1. 連星中性子星合体に付随する確率が高い。 2. 現在、または将来の望遠鏡で観測可能。 3. 他の天体現象と区別可能。
ü  いつ、どの波長、どの感度で観測すべきか？
予想光度曲線
明るさ
52 GRB (X~γ)
log(L) [erg/s] 50 Extended Emission (X)
48 Refs: Nakar (2007) Norris & Bonnell (2006) Sari, Piran, Narayan (1998) Li & Paczynski (1998) Nakar & Piran (2012) Kyutoku, Ioka, Shibata (2012) Kelley, Mandel, Ramirez-­‐Ruiz (2012) Tanaka & Hotokezaka (2013) Nakamura et al (2013)
GRB Aferglow (X)
46 44 Merger Breakout (X)
Log log(Lν) [erg/s/Hz] Luminosity(erg/s/Hz) 42 30 GRB Aferglow (visible)
GRB aferglow Merger remnant (radio)
(radio)
28 26 Merger Breakout (radio)
Kilonova /Macronova (NIR)
-­‐2 0 2 4 6 8 10
log(t) [s]
時間
Outline
•  連星中性子星合体からの重力波 •  連星中性子星合体に付随する電磁波 ü  ショートガンマ線バースト ü  質量放出に伴う等方電磁波放射 ü  Short GRB 130603B の巨新星
•  まとめ 1993ApJ...413L.101K
ショート/ロング ガンマ線バースト
非常に強度の高いガンマ線~X線が短時間に放射される現象。
Kouveliotou et al (1993)
Short GRB
Long GRB
duraTon
Long GRB => ときどき超新星爆発が付随 => 一部は重力崩壊が起源 Short GRB => 星形成が終わった銀河でも起こる => コンパクト星合体？
とても明るい、観測済=>NS-­‐NS合体の対応天体として有望！？
ショートガンマ線バースト ： 絞られたジェットと観測頻度
Short GRB 130603B
Fong et al 2013
GRB
3B.
t of the ≈ 10 short GRBs with X-ray obser! 1 d, two events, GRBs 050724 and 080503,
late-time X-ray excess emission on timescales
(Grupe et al. 2006; Perley et al. 2009). Howj had correGRB 130603B, these bursts both
vior in the optical bands (Malesani et al. 2007;
009), suggesting that the optical and X-ray
from the same emitting region.
20
18
θ
and afterglow observations of GRB 130603B
cond detection of a multi-wavelength jet break
B, and the first detection of a jet break in
. Radio afterglow emission has thus far been
o short強く絞られたものから、 GRBs: GRB 050724A (Berger et al.
51221A広く開いたものまで存在 (Soderberg et al. 2006). The ability to
dio afterglow of GRB 130603B at a flux density
＝＞平均　〜　10° mJy highlights
the improved sensitivity of the
Long
16
Short
14
Number
OMPARISON TO PREVIOUS SHORT GRBS
12
10
8
6
4
2
0
0
5
10
15
20
25
Opening Angle θ (degrees)
＝＞GWと同時に観測される割合は低い。
Figure 3. Distribution
radio evolution can provide an important
the progenitor. In the context of the comnary progenitor, the radioactive decay of rnts in the sub-relativistic merger ejecta is preuce transient emission, termed a “kilonova”
ki 1998; Metzger et al. 2010; Goriely et al.
et al. 2011; Rosswog et al. 2013), which is ex-
7
30
35
j
of opening angles for long (red) and short
(blue) GRBs, updated from Fong et al. (2012). Arrows represent upper and lower limits. The long GRB population includes pre-Swift
(Frail et al. 2001; Berger et al. 2003; Bloom et al. 2003; Ghirlanda et al.
2004; Friedman & Bloom 2005), Swift (Racusin et al. 2009; Filgas et al.
(Guepa Piran 2005) 2011), and Fermi (Cenko et al. 2010; Goldstein
et al. &
2011;
Cenko
et al.
2011) bursts. For short GRBs, the existing measurements are GRB 051221A
(7◦ ; Soderberg et al. 2006), GRB 090426(Kalogera (5 − 7◦ , assigned
here; et al 62◦004) ◦
Nicuesa Guelbenzu et al. 2011), GRB 111020A (3 − 8 , assigned 5.5◦ here;
イベントレート “beaming collected” SGRB rate: 0.7 /Myr/Mpc^3 Expected NS-­‐NS merger rate: 1/Myr/Mpc^3 ◦
◦
ショートガンマ線バーストの長短
長所： とても明るいので、現行の観測衛星で観測可能。　ショートガンマ線バーストの親星のsmoking gun。 短所： 相対論的ビーミング＋絞られたジェットのため、 真っ正面の観測者にしか見えない。 Outline
•  連星中性子星合体からの重力波 •  連星中性子星合体に付随する電磁波 ü  ショートガンマ線バースト ü  質量放出に伴う等方電磁波放射 ü  Short GRB 130603B の巨新星
•  まとめ 合体＝＞質量放出＝＞(等方)電磁波放射
相対論的ジェット =>short GRB
ü インスパイラル =>重力波放射
ü 合体 ⇒ 質量放出 ü ブラックホール形成 => 相対論的ジェット形成
NS-­‐NS合体では、質量放出は起こるのか？ 質量放出が起こるとすると、どう光るのか？
数値相対論シミュレーション：赤道面の質量放出
KH et al. 2013
Model : 1.2Msun – 1.5Msun, EOS=APR
300 km x 300 km 2400 km x 2400 km
log(density g/cc)
数値相対論シミュレーション：赤道面の質量放出
KH et al. 2013
Model : 1.2Msun – 1.5Msun, EOS=APR
300 km x 300 km 2400 km x 2400 km
log(density g/cc)
質量放出 : Mej 〜 0.01Msun, v 〜 0.2c
質量放出機構 (潮汐トルク)
log(density g/cc)
Heavy NS
Light NS
1.  軽い星が引き延ばされる 2.  外側が角運動量をもらう 3.  系から脱出する 特徴：物質の放出は、 赤道面に集中する。 0
30
40
0
10
20
30
40
質量放出機構 ~衝撃波加熱~
t (ms)
ime for models with m1 = m2 = 1.35M (left), and m1 = 1.2M and m2 = 1.5M
binaries, the central density of heavier neutron stars are plotted. th = 1.8 is
Specific internal energy
赤道面
スパイラルアーム付近に 衝撃波形成 子午面
中性子星と外層の間に 衝撃波形成 Model=135Msun-­‐1.35Msun, APR
質量放出量：EOS依存性
NS-NS models
0.1
-2
Mej/10 Msun
-2
1
1
APR4
SLy
ALF2
H4
MS1
成
ホール形
ブラック
Mej/10 Msun
10
0.
0.01
0.13
0.0
0.14
0.15
0.16 0.17
Mtot/2R1.35
0.18
0.19
0.2
超大質量中性子星形成に伴って、多くの物質が放出される。
Figure 8.2: Ejecta masses as a function of the compa
明るさ
質量放出にともなう電磁波：予想光度曲線(4π)
52 GRB (X~γ)
log(L) [erg/s] 50 Extended Emission (X)
48 GRB Aferglow (X)
46 44 Merger Breakout (X)
Log log(Lν) [erg/s/Hz] Luminosity(erg/s/Hz) 42 30 GRB Aferglow (visible)
GRB aferglow Merger remnant (radio)
(radio)
28 26 Merger Breakout (radio)
Kilonova /Macronova (NIR)
-­‐2 0 2 4 6 8 10
log(t) [s]
時間
明るさ
52 log(L) [erg/s] 50 質量放出にともなう電磁波：予想光度曲線(4π、 非環境依存)
GRB (X~γ)
Extended Emission (X)
48 46 環境に依存する放射は、 村瀬孔太氏の講演
GRB Aferglow (X)
44 Merger Breakout (X)
Log log(Lν) [erg/s/Hz] Luminosity(erg/s/Hz) 42 30 GRB Aferglow (visible)
GRB aferglow Merger remnant (radio)
(radio)
28 26 Merger Breakout (radio)
Kilonova /Macronova (opt-­‐NIR)
-­‐2 0 2 4 6 8 10
log(t) [s]
時間
Kilonova/Macronova (巨新星) 4
Wanajo et al.
NS-­‐NS合体の可視光対応天体として予想。Li & Paczynski 1the
998 10-2
mass of the Galactic
Y
=
0.09
0.14
0.19
0.24
0.34
0.44
Wanajo
& Janka 2012).
Nova < Kilonova/Macronova e < Supernova
-3
r-p
10
4. RADIOACTIV
-4
The r-processing ends a few
of
merger. The subsequent a
質量の一部を放出 10
decay, fission, and α-decay are
（重元素）
after the merging; the resulting
10-6
evant for kilonova emission. Fig
ral evolutions of the heating r
10-7
ries (top-left) and those massa comparison purpose, the he
-8
10
abundances with the solar r-pr
0
50
100
150
200
250
decaying back from the initial
mass number
separation energies of 2 MeV (
-2
used
in Hotokezaka et al. 2013
10
solar r-abundance
also shown by a black-solid line
-3
mass-averaged
dashed line indicates an analyti
10
by q˙analytic ≡ 2 × 1010 t−1.3 (in
-4
time in day, see, e.g., Metzger
10
are the same as the upper pan
-5
to q˙analytic .
10
Overall, each curve reasona
-6
1 day. After this time, the
10
a few radioactivities and beco
-7
Ye . Contributions from the ej
10
erally unimportant after ∼ 1
-8
heating for Ye = 0.34 turns to
10
10 days because of the β-deca
0
50
100
150
200
250
mass number
T1/2 = 10.8 yr; see Figure 4, b
Wanajo et al 2014
dance), 89 Sr (T
= 50.5 d), a
Fig. 4.— Final nuclear abundances for selected trajectories (top;
abundance
NS-­‐NS合体
abundance
10
-5
大量の重元素の ベータ崩壊による加熱 によって輝く 25
25
8m
2525
4m
4m
Kilonova/Macronova の予想光度曲線
26
26
26
2626
27
27
27
Tanaka 2727 & KH 2013 0
15
5 Kasen 15
20
5 10
10&10
152013 See 0also B5adnell Barnes Days
after
merger
after
the
Days
the2the
merger
Days
Barnes & after
Kmerger
asen 013 0
0
詳しくは、田中雅臣さんの講演にて
10
15
55
10
15
2020
明るさ（等級）
1m
1m
23
24
4m
4m
25
25
26
26
20
20
21
21
8m
8m
0
0
55
10
15
10
15
Days
Daysafter
afterthe
themerger
merger
2020
22
23
24
25
2121
近赤外線
Observed magnitude
Observed magnitude
22
21
Observed magnitude
可視光
band
r rband
200Mpc
Mpc
200
8m 8m
2020
20
21
27
27
0
Daysafter
afterthe
themerger
merger
Days
20
Observed
Observed magnitude
magnitude
25
Obs
Obs
Obs
Obs
Obs
8m
2222
i ban
H bandi band
200 Mpc
200200
Mpc
4m
1m 1m
2323
2424
2525
4m 4m
space
8m 8m
26
2626
27
2727
0 0
5 10
10 10
15 15
5
15
20
5
Days
thethe
merger
Days after
theafter
merger
Days
after
merger
0
20
Fig. 8.—
Expected observed 20
ugrizJ HK-band light curves
(in A
z band
J band
band event is set to be 200 Mpc. K correction isJtak
ba
1m
to
the NSz merger
可視の赤側から、赤外にかけてday〜weekで増光
1m
21
200 Mpc
200 Mpc
21 (5σ with 10 min exposure).
200for
Mpc
200F
magnitudes
wide-field telescopes
Outline
•  連星中性子星合体からの重力波 •  連星中性子星合体に付随する電磁波 ü  ショートガンマ線バースト ü  質量放出に伴う電磁波放射 ü  Short GRB 130603B の巨新星
•  まとめ 2013年、 “Kilonova/Macronova”発見？
ショートガンマ線バースト GRB 130603Bの後に、 “Kilonova/Macronova”の初めての観測に成功。 Tanvir et al.,Nature,2013 Berger et al., ApJ, 2013 de Ugarte PosTgo et al, 2013
ü  ショートガンマ線バーストがコンパクト連星合体起源である傍証 ü  R-­‐process の起源に迫る　(地球質量の数１０倍の金が生産) ü  重力波源の電磁波対応天体の有力候補 GRB 130603Bに付随した赤外増光
u Hubble Space Telescope によるイメージ
Tanvir et al. 2013 9 days afer the burst 30 days 可視 (r-­‐band) The host galaxy
近赤外 (H-­‐band) ing of the location of SGRB 130603B. The host is well resolved
26
26
明るさ(等級)
5
10
15
5
10
15
Days after
after the
themerger
merger
Days
1m
1m
23
23
4m
4m
25
25
27
27
20
20
21
21
8m
8m
00
5
10
15
5
10
15
Days
Days after
after the
themerger
merger
21
22
23
24
25
26
27
20
0
20
2121
赤外線
Observed magnitude
Observed magnitude
band
rrband
200Mpc
Mpc
200
Observed magnitude
Observed
Observed magnitude
magnitude
可視光
26
26
4m
8m 8m
2020
20
24
24
4m
2727
50 0
10
15
20 15
5 5
10 10
15
Days
after
merger
Days after the
merger
Days
after
thethe
merger
27
20
0
20
20
20
22
22
2525
ハッブル宇宙望遠鏡の観測日
00
21
21
8m
2626
26
Tanaka & KH 2013 27
27
25
Obs
Obs
25
25
Obs
Obs
Obs
8m
2222
i ban
H band i band
200 Mpc 200200
M
Mpc
4m
1m 1m
2323
2424
2525
2626
4m 4m
space
8m 8m
2727
5 5
10 10
15
50 0
10
15
20 15
Days
after
thethe
merger
Days after the
merger
Days
after
merger
20
20 HK-band light curves (in AB
Fig. 8.—z band
Expected observed ugrizJ
band
z band event is set to be 200 Mpc. K correction isJ taken
J ban
to 1m
the
NS
merger
1m
21
200 Mpc
200 Mpc
21 (5σ with 10 min exposure). For
Mpc
200 M
magnitudes 200
for wide-field
telescopes
数値相対論＋輻射輸送　vs　観測データ
22
Hotokezaka et al ApJL 2013 See also Kasen et al 2013 20
Tanaka & KH 2013 Tanaka et al 2014 Magnitude (AB)
Magnitude (AB)
20
SLy(Mej=0.02)
H4(Mej=0.004)
r
H
22
Kilonova観測点 24
24
26
理論予想 (sof EOS, 026
.02Msun) 28
理論予想 28
(sTff EOS, 0.004Msun) 30
30
0.1
1
10
Rest-frame days after GRB 130603B
0.1
Rest-fram
ü  コンパクト連星合体の質量放出(特に、sof OS)でよく説明できる。 Figure 8.3: Predicted light curves for ENS–NS
and BH–NS m
ü  Kilonova/Macronovaから、r-­‐process 元素の生産量を見積もれる。
NS models. The dashed, solid, and dot-dashed curves show
まとめ
Ø  コンパクト連星合体からの重力波の検出から推定可能量。 ü  イベントレート ü  天体の質量 ü  合体時刻 ü  中性子星の半径 ü  波源までの距離 Ø  コンパクト連星合体時に一部の質量が放出される。 ü  0.0001 〜 0.01Msun ü  脱出速度程度 ü  比較的、等方的 質量放出に伴う電磁波対応天体の観測に期待！ ü  ショートガンマ線バースト：明るいけど、稀にしか見えないだろう。 ü  Kilonova/Macronova: 可視(赤)〜赤外で観測できる。
Ø  Short GRB 130603Bに伴った赤外線増光。 Mej > 0.01Msunのr-­‐process kilonova (macronova)？ 予想光度曲線
明るさ
52 GRB (X~γ)
log(L) [erg/s] 50 Extended Emission (X)
48 Refs: Nakar (2007) Norris & Bonnell (2006) Sari, Piran, Narayan (1998) Li & Paczynski (1998) Nakar & Piran (2012) Kyutoku, Ioka, Shibata (2012) Kelley, Mandel, Ramirez-­‐Ruiz (2012) Tanaka & Hotokezaka (2013) Nakamura et al (2013)
GRB Aferglow (X)
46 44 Merger Breakout (X)
42 Log log(Lν) [erg/s/Hz] Luminosity(erg/s/Hz) 是非、重力波のフォローアップ観測を実現しましょう。
30 GRB Aferglow (visible)
GRB aferglow Merger remnant (radio)
(radio)
28 26 Merger Breakout (radio)
Kilonova /Macronova (opt-­‐NIR)
-­‐2 0 2 4 6 8 10
log(t) [s]
時間