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 )

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れんまはぎにわ
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1 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 )

2 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まとめ 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 B の巨新星

3 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

4 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) /yr /yr

5 数値相対論 :NS- NS 合体と重力波形 M 1 =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

6 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 2e-21 データ : 雑音 + 重力波理論波形 ( テンプレート ) e-21 h h time[s] -1e-21-2e time[s] 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運動に関わる物理量 ( 質量など ) 軌道運動検出重力波波形

7 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, Msun) Rodliguez et al 2013,Read et al 2013 ü 天体の個々の質量が 15% で測定関連テーマ連星進化 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 GRB, gravity 核物質宇宙論!?

8 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

9 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まとめ 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 B の巨新星

10 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!!

11 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?

12 明るさ log(l) [erg/s] 予想光度曲線 GRB (X~γ) Extended Emission (X) GRB Aferglow (X) Merger Breakout (X) 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) Log Luminosity(erg/s/Hz) log(lν) [erg/s/hz] GRB Aferglow (visible) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) 26 Merger Breakout (radio) Kilonova /Macronova (NIR) log(t) [s] 時間

13 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まとめ 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 B の巨新星

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 =>

14 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 Short GRB Long GRB Kouveliotou et al (1993) 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!?

GRB 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 20 Fong et al 2013 θ j Number 18 16 14 12 10 8 6 Long Short 強く絞られたものから広く開いたものまで存在 => 平均 10 4 2 0 0 5 10 15 20 25 30 35 Opening Angle

15 GRB 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 20 Fong et al 2013 θ j Number Long Short 強く絞られたものから広く開いたものまで存在 => 平均 Opening Angle θ (degrees) j =>GW と同時に観測される割合は低いイベントレート beaming collected SGRB rate: 0.7 /Myr/Mpc^3 (Guepa & Piran 2005) Expected NS- NS merger rate: 1/Myr/Mpc^3 (Kalogera et al 2004)

16 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

17 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まとめ 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 B の巨新星

18 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?

19 数値相対論シミュレーション : 赤道面の質量放出 Model : 1.2Msun 1.5Msun, EOS=APR 300 km x 300 km 2400 km x 2400 km log(density g/cc) KH et al. 2013

20 数値相対論シミュレーション : 赤道面の質量放出 Model : 1.2Msun 1.5Msun, EOS=APR 300 km x 300 km 2400 km x 2400 km log(density g/cc) KH et al 質量放出 : Mej 0.01Msun, v 0.2c

21 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

22 質量放出機構 ~ 衝撃波加熱 ~ 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

ブラックホール形成 0.01 0.13 0.14 0.15 0.16 0.17 0.

23 質量放出量 :EOS 依存性 M ej /10-2 M sun APR4 SLy ALF2 H4 MS1 NS-NS models ブラックホール形成 M tot /2R 1.35 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

24 明るさ log(l) [erg/s] 質量放出にともなう電磁波 : 予想光度曲線 (4π) GRB (X~γ) Extended Emission (X) GRB Aferglow (X) Merger Breakout (X) Log Luminosity(erg/s/Hz) log(lν) [erg/s/hz] GRB Aferglow (visible) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) 26 Merger Breakout (radio) Kilonova /Macronova (NIR) log(t) [s] 時間

25 明るさ log(l) [erg/s] 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) Merger Breakout (X) 環境に依存する放射は村瀬孔太氏の講演 GRB Aferglow (X) Log Luminosity(erg/s/Hz) log(lν) [erg/s/hz] Merger Breakout (radio) GRB Aferglow (visible) Kilonova /Macronova (opt- NIR) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) log(t) [s] 時間

26 Kilonova/Macronova ( 巨新星 ) NS- NS 合体の可視光対応天体として予想 Li & Paczynski 1998 Nova < Kilonova/Macronova < Supernova NS- NS 合体質量の一部を放出 ( 重元素 ) 大量の重元素のベータ崩壊による加熱によって輝く 10-2 solar r-abundance mass-averaged 10-3 abundance mass number Wanajo et al 2014

27 Kilonova/Macronova の予想光度曲線 Observed magnitude 明るさ ( 等級 ) 詳しくは田中雅臣さんの講演にて可視光 r band 200 Mpc 1m 4m Tanaka & KH 2013 See also Kasen Badnell & Barnes 2013 Barnes & Kasen 2013 近赤外線 H band 200 Mpc 4m space 26 8m Days after the merger Days after the merger 可視の赤側から赤外にかけて day week で増光

28 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まとめ 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 B の巨新星

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.

29 2013 年 Kilonova/Macronova 発見? ショートガンマ線バースト GRB B 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

30 tion of SGRB B. The host is well resolved GRB B に付随した赤外増光 u Hubble Space Telescope によるイメージ Tanvir et al days afer the burst 30 days 可視 (r- band) The host galaxy 近赤外 (H- band)

31 Observed magnitude Tanaka & KH 2013 明るさ ( 等級 ) 可視光ハッブル宇宙望遠鏡の観測日 r band 200 Mpc 1m 4m 8m 赤外線 H band 200 Mpc 4m space Days after the merger Days after the merger

数値相対論 + 輻射輸送 vs 観測データ Magnitude (AB) 20 22 24 26 SLy(M ej =0.02) H4(M ej =0.

32 数値相対論 + 輻射輸送 vs 観測データ Magnitude (AB) SLy(M ej =0.02) H4(M ej =0.004) r H Hotokezaka et al ApJL 2013 See also Kasen et al 2013 Tanaka & KH 2013 Tanaka et al 2014 Kilonova 観測点理論予想 (sof EOS, 0.02Msun) 28 理論予想 (stff EOS, 0.004Msun) Rest-frame days after GRB B ü コンパクト連星合体の質量放出 ( 特に sof EOS) でよく説明できる ü Kilonova/Macronova から r- process 元素の生産量を見積もれる

33 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 Msun ü 比較的等方的 ü 脱出速度程度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 B に伴った赤外線増光 Mej > 0.01Msun の r- process kilonova (macronova)?

34 明るさ log(l) [erg/s] 予想光度曲線 GRB (X~γ) Extended Emission (X) GRB Aferglow (X) Merger Breakout (X) 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) Log Luminosity(erg/s/Hz) log(lν) [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 GRB Aferglow (visible) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) 26 Merger Breakout (radio) Kilonova /Macronova (opt- NIR) log(t) [s] 時間

JPS-Niigata pptx

JPS-Niigata pptx l l 1916 Ø 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 2 l l 1916 Ø l 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 3 l 2015 9 14 UTC Ø Advanced LIGO l 2016 2 11 2 12 Ø LIGO & Virgo https://losc.ligo.org/events/gw150914/ http://media1.s-nbcnews.com/

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 )

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 )