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 )

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 130603B の巨新星

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 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

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 ) 0.15 0.1 1e-21 h 0.05 0-0.05-0.1 h 0-0.15 2 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 time[s] -1e-21-2e-21 2 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 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

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 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!?

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 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 130603B の巨新星

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?

明るさ log(l) [erg/s] 52 50 48 46 44 42 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] 30 28 GRB Aferglow (visible) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) 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 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 130603B の巨新星

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 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)

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 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 130603B の巨新星

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 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

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 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

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

質量放出量 :EOS 依存性 M ej /10-2 M sun 10 1 0.1 APR4 SLy ALF2 H4 MS1 NS-NS models ブラックホール形成 0.01 0.13 0.14 0.15 0.16 0.17 0.18 0.19 0.2 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

明るさ log(l) [erg/s] 52 50 48 46 44 42 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] 30 28 GRB Aferglow (visible) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) 26 Merger Breakout (radio) Kilonova /Macronova (NIR) - 2 0 2 4 6 8 10 log(t) [s] 時間

明るさ log(l) [erg/s] 52 50 48 46 44 42 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] 30 28 26 Merger Breakout (radio) GRB Aferglow (visible) Kilonova /Macronova (opt- NIR) GRB aferglow (radio) Merger remnant (radio) - 2 0 2 4 6 8 10 log(t) [s] 時間

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 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 0 50 100 150 200 250 mass number Wanajo et al 2014

Kilonova/Macronova の予想光度曲線 Observed magnitude 明るさ ( 等級 ) 20 21 22 23 24 25 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 27 0 5 10 15 20 Days after the merger 0 5 10 15 20 Days after the merger 可視の赤側から 赤外にかけて day week で増光

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 130603B 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., 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

tion of SGRB 130603B. The host is well resolved 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)

Observed magnitude Tanaka & KH 2013 明るさ ( 等級 ) 20 21 22 23 24 25 26 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 27 0 5 10 15 20 Days after the merger 0 5 10 15 20 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 =0.004) 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) 30 0.1 1 10 Rest-frame days after GRB 130603B 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

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 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 130603B に伴った赤外線増光 Mej > 0.01Msun の r- process kilonova (macronova)?

明るさ log(l) [erg/s] 52 50 48 46 44 42 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] 30 28 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) - 2 0 2 4 6 8 10 log(t) [s] 時間