Sec on 14.
時間領域天文学とマルチメッセンジャー天文学
14.1 時間領域天文学
14.2 マルチメッセンジャー天文学
14.3 中性子星合体のti

マルチメッセンジャー観測時間領域天文学とは？
時間的に明るさが変動する天体や突発的に現れる天体を対象にする天文学
1. 定常成分がある場合==> 変光星、変動天体
2. 突然現れる場合==> 突発天体 (新星、超新星、ガンマ線バーストなど)

変動のタイムスケール < 人類のタイムスケールなら全て対象となりうる

(例 1) 星の形成
分子雲の自由落下時間 ~ 106 年

Tタウリ星

tt

おうし座分子雲
理科年表 h ps://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/tenmon_009_2.html

(例 1) 星の形成

S. H. P. Alencar et al.: Accretion dynamics and disk evolution in

若い星 (Tタウリ星)

(c)

(a)
0.0

0.00

-0.2
(F-F0)/F(F-F0)/F-0.05-0.10-0.6-0.15

2990

2995

- 星表面のhot spot

Alencar et al. 2012h p://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html
3005
3010
2990
2995
3000
3005
3010

3000
JDH (2451545+)

JDH (2451545+)

(b)

(d)
0.0

0.00

- 星周円盤による遮蔽

-0.05

10日

-0.10

-0.1
(F-F0)/F(F-F0)/F(自転周期)

-0.4

-0.15

-0.2
-0.20

~ 10日程度のタイムスケール

-0.25

10日

-0.3-0.30
2990

2995

3000
JDH (2451545+)

3005

3010

2990

2995

3000
JDH (2451545+)

3005

3010

Fig. 1. A sample of 6 CTTS light curves from the COROT observation of NGC 2264. F0 correspondcurves a and b have been classified as spot-like, c and d as AA Tau-like, and e and f as irregular.

tta typical U − V excess of −1.69 ± 0.57 mag. Using the one σ

two groups: group PI,

(例 2) 銀河
銀河回転の周期 ~ 108 年(C) R. Hurt(例 2) 銀河
活動銀河核tenance. The median interval of 3–5 days over 2–3 yr is much
shorter than any other monitoring observations in the near-infrared.
Because of changing weather conditions and/or sudden problems
with the instruments, there are cases for which the observations
were successful in the V band but not in the K band, and vice versa.
Therefore, the number of V-band data points does not necessarily
coincide with that for the K band.

Suganuma et al. 2006

変動100日Urry 95Fig. 7.— Observed BVHK light curves of the NGC 5548 nucleus for theperiod from 2001 March to 2003 September.

降着円盤の変動タイムスケール ~ 1年

(例 3) 超新星爆発-20

Type Ia
Type Ib and Ic
Type II1043 erg s-1

Absolute magnitude-181042 erg s-1-16-14~20 日拡散タイムスケール-12~100 日

放射性崩壊
タイムスケール-10050100150
200250Days after the explosion

300350時間領域天文学観測1930-1950年代
ツヴィッキーら(C) Caltech
パロマー 46cm望遠鏡
初めての系統的な超新星探査

超新星発見の歴史

CBAT= Central Bureau for Astronomical Telegrams

h p://pro imobrien.com/2014/02/supernova-2014j-in-m82/

ft

tt

tt

h p://www.cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html

超新星観測に必要な望遠鏡の口径m==2.5 log10 (F )2.5 log103631*口径(直径)5撮像

101548.6
F
10 23 erg s 1 Hz 1 cm 2201m 2m

肉眼1m 2m

分光-18 magの天体を観測できる距離10kpc2510Mpc

z=0.02
100
Mpc

8m
8m

z=0.2
1Gpc

30 等級
宇宙望遠鏡
２m宇宙望遠鏡２m

突発天体を見つけよう レベル1 (肉眼)

突発天体を見つけよう レベル1 (肉眼)

突発天体を見つけよう レベル2 (50cm望遠鏡)~10 arcmintt(C: Rod Pommierh ps://www.sbig.com)

正解

tt

(C: Rod Pommierh ps://www.sbig.com)

より広い領域

現在の突発天体観測

より高い感度Yasuda, MT+19

Fig. 1. Summary of typical survey depth (in the optical band) and area for long-term transient surveys: All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN,Kochanek et al. 2017; Holoien et al. 2017); Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS, Tonry et al. 2018); Evryscope (Law et al. 2015); Catalina

すばる望遠鏡 超広視野カメラによる突発天体探査
半年で~1800 天体！

HSC FOVFig. 1. Pointing layout on the sky (Ultra-Deep : blue (solid), Deep : blue (dashed), Original COSMOS (Scoville et al. 2007) coverage : green (dash dot))

80億光年以上の超新星を50個以上発見

overlaid on SFD (Schlegel et al. 1998) reddening map. Positions of detected SN candidates are indicated by red points. Since we are dithering around fiducial
pointings, actual coverage is a bit wider than dashed blue line and some SN candidates are detected in those area.

突発天体を見つけよう レベル3 (すばる望遠鏡)

1.5 度~300,000 天体

0.5 度(30 分角)10 分角

3 分角

超新星

1 分角

ビフォー

アフター

超新星発見の歴史

fttth p://pro imobrien.com/2014/02/supernova-2014j-in-m82/

時間領域天文学の３パラメータ

何日・何時間おきに観測するか(時間分解能)

領域の広さ

感度

Transient survey (op cal/infrared)
Timescale (sec)
10-1

100

101

102

103

104

105

2 hr
ASAS-SN

16

1 day

Tomo-eMagnitude

18

Tomo-eDiscovery
space
ZTF

20

PS1

2224

HSC

26
10-6

10-510-4

より高い時間分解能tiより高い感度

DECam

10-3
10-2
10-1
Timescale (days)

100101

Zwicky Transient Facility

2018-• パロマー 1.2m シュミット望遠鏡 (P48)@ Palomar/California•• 感度: 20-21 mag• 即時追観測
視野: 47 deg2

1.5m (P60)
5m (P200)

P48

P200

P60

P48 (1.2m)

P200 (1948!)
(5m)

tt

C: Be mann/CORBIS

Tomoe2019-

h p://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/tomoe/index.html

東京大学 木曽観測所 1mシュミット望遠鏡@長野県
CMOSセンサーを使った広視野カメラ
視野: 4 deg2 (CCD) => 20 deg2 (CMOS)
Kiso 1.05m Schmidt telescopett

巴御前出陣図（東京国立博物館）

The 1st generation wide-field CMOS camera
480 mm• 冷却の必要がない• 読み出しが早い

35mm Full HD CMOS sensor

x 84 chips

530 mm

KWFC-CCD•Totalskycoverage
20deg• 高効率観測

Photo plateĭ500 mm = ĭ8.7 deg
vignetting 0.44mag

190 Mpixels
760 広視野
MB/exposure(20 deg2)

ĭ225 mm = ĭ3.9 deg
vignetting free area
Institute of Astronomy, The University of Tokyosensor / package are未知の時間領域へ
Timescale (sec)
10-1

100

101

102

103

0.5 sec
Tomo-eMagnitude

105

2 hr
ASAS-SN

16
18

104

1 day

Tomo-eTomo-eDiscovery
space
ZTF

20PS122DECam
24
26
10-6

HSC
10-5

10-4

10-3
10-2
10-1
Timescale (days)

100101

宇宙の「動画」
Watch out 16th frame

tititiApplica on ofobject recogni on technique(Single Shot Mul box detector= SSD, arXiv:1512.02325)

SSD: Single Shot M

時間軸天文学：まとめ• 時間軸天文学の対象• 変化のタイムスケール＜人間のタイムスケール• 例：変光星、変動天体、突発天体• 時間軸天文学の３パラメータ• 広さ、深さ、時間分解能• 時間軸天文学のフロンティア• 数時間分解能、全天監視8m級望遠鏡の深宇宙突発天体探査、、、（小さい望遠鏡でも最先端のサイエンスができる）• ビッグデータの時代に突入

Sec on 14.
時間領域天文学とマルチメッセンジャー天文学
14.1 時間領域天文学
14.2 マルチメッセンジャー天文学
14.3 中性子星合体のti

マルチメッセンジャー観測宇宙からの様々なシグナル

電磁波

荷電粒子の加速度運動
原子核、原子、分子のエネルギーの遷移ニュートリノ

原子核反応
高温物質 (熱ニュートリノ)

重力波重力の強い天体の激しい運動

ニュートリノニュートリノの検出原理

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/detector/cherenkov.html

ニュートリノ検出装置
スーパーカミオカンデ

IceCubett

h p://www.icehap.chiba-u.jp/icecube/index.html

太陽

1.5 x 1011 m = 1.5 x 108 km

電磁波

ニュートリノ

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/sk/solar-e.html

黒体放射

E ~ 1 MeV (原子核反応)

超新星爆発50 kpc ~ 15万光年 ~ 1.5 x 1021 m

電磁波

ニュートリノ黒体放射

E ~ 10 MeV (高温物質)

DOM observed a signal isreflected in the color of the hit,with dark blues for earliest hits
and yellow for latest. Times
shown are relative to the firstDOM hit according to the trackreconstruction, and earlier andlater times are shown with thesame colors as the first andlast times, respectively. The
total time the event took tocross the detector is ~3000 ns.
The size of a colored sphere is
proportional to the logarithm
R ES E A RC H | R E S EA R C H A R T I C LE
of the amount of lightobserved at the DOM, withlower limit of 183 TeV, depending only weakly on
trophysical spectrum, together with simulated
cannot be excluded. Electromagnetic observations
larger spheres corresponding
the assumed astrophysical energy spectrum (25).
data, was used to calculate the probability that aare valuable to assess the possible association ofto larger signals. The total
The vast majority of neutrinos detected byneutrino at the observed track energy and zenitha single neutrino to an astrophysical source.
IceCubearise
fromcosmic-ray
interactions
withinangle
in
IceCubeisofastrophysicalorigin.
ThisFollowing the alert, IceCube performed acharge recorded is ~5800 photoelectrons. Inset is an overhead perspective view of the event. The best-fitting track direction is shown as an arrow,

高エネルギーニュートリノ天体

電磁波ニュートリノ

Earth’s atmosphere. Although atmospheric neu-consistent with a zenith angle 5:7þ0:50
trinos are dominant at energies below 100 TeV,
"0:30 degrees below the horizon.

their spectrum falls steeply with energy, allowing
astrophysical neutrinos to be more easily identified at higher energies. The muon-neutrino as-probability, the so-called signalness of the event(14), was reported to be 56.5% (17). Although
IceCube can robustly identify astrophysical neutrinos at PeV energies, for individual neutrinos
at several hundred TeV, an atmospheric origin

Downloaded from http://science.sciencemag.org/ on July 12, 201840 億光年 ~ 4 x 1025 m

ブレーザー TXS 0506+056

complete analysis of relevant data prior to31 October 2017. Although no additional excessof neutrinos was found from the direction of TXS0506+056 near the time of the alert, there areindications at the 3s level of high-energy neutrino

consistent with a zenith angle 5:7þ0:50"0:30 degrees below the horizon.

The IceCube collabora on+ 2018
Fig. 2. Fermi-LAT and MAGIC observations of IceCube-170922A’slocation. Sky position of IceCube-170922A in J2000 equatorial coordinates
overlaying the g-ray counts from Fermi-LAT above 1 GeV (A) and the signal
significance as observed by MAGIC (B) in this region. The tan squareindicates the position reported in the initial alert, and the green squareindicates the final best-fitting position from follow-up reconstructions (18).
ti

シンクロトロン放射など

pixel, using detected photons with energy of 1 to 300 GeV in a 2° by 2°region around TXS0506+056. The map has a pixel size of 0.02° and wassmoothed with a 0.02°-wide Gaussian kernel. MAGIC data are shown as
signal significance for g-rays above 90 GeV. Also shown are the locations ofa g-ray source observed by Fermi-LAT as given in the Fermi-LAT Third
Source Catalog (3FGL) (23) and the Third Catalog of Hard Fermi-LAT

Downloaded from http://science.sciencemag.org/ on July 12, 2018

Fig. 1. Event display forneutrino event IceCube170922A. The time at which aDOM observed a signal isreflected in the color of the hit,with dark blues for earliest hits
and yellow for latest. Times
shown are relative to the first
DOM hit according to the trackreconstruction, and earlier andlater times are shown with thesame colors as the first andlast times, respectively. The
total time the event took to
cross the detector is ~3000 ns.
The size of a colored sphere is
proportional to the logarithmof the amount of lightobserved at the DOM, withlarger spheres corresponding
to larger signals. The total
charge recorded is ~5800 photoelectrons. Inset is an overhead perspective view of the event. The best-fitting track direction is shown as an arrow,E ~ 300 TeV (高エネルギー宇宙線)

宇宙を飛び交う「宇宙線」
Gaisser 2006

Energies and rates of the cosmic-ray particles

100protons only

1粒子が1020 eV ~ 10 J
positrons-2-1 -1(GeV cm sr s )10-2 electrons

10-4

10-6

antiprotons

2

野球のボールと同じぐらいのエネルギー！

E dN/dE

時速100 kmの

all-particle

CAPRICE
BESS98AMS
Ryan et al.
Grigorov
JACEE
Akeno
Tien ShanMSU
KASCADE
CASA-BLANCA
DICE
HEGRA
CasaMia
Tibet
AGASA
HiRes

宇宙のどこでできているのか？
未解明の大問題1010-8-10100102104106108

Ekin (GeV / particle)

1010Figure 1. Global view of the cosmic-ray spectrum.

1012

ニュートリノ = 天体を同定するもっとも有効なメッセンジャー
電磁波(高いエネルギーの電磁波は宇宙空間で吸収されてしまう)

宇宙線 (磁場で曲がってしまう)
https://icecube.wisc.edu/news/research/2016/10/neutrinos-and-gamma-rays-partnership-to-explore-extreme-universe/(C) NSF/IceCube collabora on

高エネルギーニュートリノ天体の同定=> 宇宙を飛び交うti

高エネルギー粒子(宇宙線)の起源

重力波

重力(C) NASA

重力：時空のゆがみ(C) NASA

重力波：時空のゆがみの伝播
重力の強い天体が激しく動き回ると、強い重力波が発生(C) LIGO/T. Pyle

宇宙の二大「強重力天体」

中性子星(C) Essay Web

ブラックホール中性子星の合体(C) NASA

Advanced Virgo(ヨーロッパ、2017-)

重力波検出装置(C) Virgo

Advanced LIGO
(アメリカ, 2015-)(C) LIGO

KAGRA (日本)

(C) KAGRA

〰
〰〰 〰
〰〰 〰
〰〰
ビーム
スプリッター

鏡鏡
長さLビーム
検出器(C) 東京大学 宇宙線研究所

tth p://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/plan/aboutu-gw

ΔL/L = 0.000000000000000000001= 10-21

1億5000万km(1.5 x 1011 m)(C) JAXA/ISAS

10-21 =

水素原子1つ 1A (= 0.1 nm = 10-10 m)
地球と太陽の距離 (1.5 x 1011 m)(C) NASA

2015年9月14日
重力波 初の直接観測
ブラックホールの合体titifiti

LIGO Scien c Collabora on
and Virgo Collabora on, 2016, PRL, 061102

2017年10月

ノーベル物理学賞
重力波観測への貢献に対してtt

h ps://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2017/マルチメッセンジャー天文学- 1960年台 太陽ニュートリノ+電磁波- 1987年 超新星ニュートリノ+ 電磁波- 2015年 ブラックホール合体からの重力波- 2017年 中性子星合体からの重力波 + 電磁波- 2017年 高エネルギーニュートリノ + 電磁波
マルチメッセンジャー天文学の時代に突入！

Sec on 14.
時間領域天文学とマルチメッセンジャー天文学
14.1 時間領域天文学
14.2 マルチメッセンジャー天文学
14.3 中性子星合体のti

マルチメッセンジャー観測中性子星が合体 => 物質が吹き飛ぶ

質量 ~ 0.01 x 太陽質量
速度 ~ 0.2 x 光速

流体力学
相対性理論

r-process元素合成

原子核物理学(C) Nobuya Nishimura中性子星の合体(C) NASA

中性子星合体が金やプラチナを合成=> 放射性崩壊エネルギーで輝く「キロノバ」

Tanaka & Hotokezaka 2013

中性子星合体はどうやって探すの？

重力波！

(C) LIGO/T. Pyle2s a BNS as the source of the gravitational-wave sigas the total masses of known BNS systems are been 2.57 M and 2.88 M , with components between
and ⇠1.6 M [47]. Neutron stars in general have prey measured masses as large as 2.01 ± 0.04 M [48],reas stellar-mass black holes found in binaries in ourxy have masses substantially greater than the compos of GW170817 [49–51].
ravitational-wave observations alone are able to meathe masses of the two objects and set a lower limit
heir compactness, but the results presented here do not
ude objects more compact than neutron stars such as
k stars, black holes or more exotic objects [52–56].
detection of GRB 170817A and subsequent electronetic emission demonstrates the presence of matter.
eover, although a neutron star–black hole system is not
d out, the consistency of the mass estimates with theamically measured masses of known neutron stars in
ries, and their inconsistency with the masses of known
k holes in galactic binary systems, suggests the sourcecomposed of two neutron stars.

2017年8月17日

中性子星合体からの重力波初検出
GW170817

DATAtitifitit the time of GW170817, the Advanced LIGO detecand LIGO
the Advanceddetectoron
were in observing
Scien Virgoc Collabora
e. Themaximum
distances aton,
which
LIGO-Livingston
andVirgo Collabora
2017,
PRL
LIGO-Hanford could detect a BNS system (SNR = 8),
wn as the detector horizon [58–60], were 218 Mpc andFIG. 1. Time-frequency representations [57] of data containing〰〰
〰〰 〰
〰〰 〰
〰

〰
〰〰 〰
〰〰 〰
〰〰
ビームスプリッター

鏡ビーム〰
〰 〰〰
〰 〰〰
〰
〰

検出器

(C) 東京大学 宇宙線研究所

tth p://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/plan/aboutu-gw

鏡〰
〰 〰
〰 〰 〰
〰 〰
〰

(C) Michitaro Koike (NAOJ/HSC)

中性子星合体からの「光」 (1億3000万光年)

可視光

赤外線

可視光

赤外線

すばる望遠鏡HSC + IRSF望遠鏡 (Utsumi, Tanaka et al. 2017)

鉄より重い元素の合成現場が初めて捉えられた！
（放出された総質量は地球の1万倍）

理論的な予想との比較
16g
riz
JH
K

可視光
Observed magnitude

17

赤外線
18

19

20

21
0

5

10
Days

15

Kawaguchi+
2018, 2020

中性子星合体でr-processが起きた強い証拠が得られた

中性子星合体のマルチメッセンジャー観測• 金やプラチナの起源：50年以上続く「謎」• 中性子星の合体が候補の一つ• 2017年：中性子星合体からの重力波が検出=> 重元素合成の兆候が初めて捉えられた• まだまだ「謎」がたくさん• いつも同じ元素、同じ量ができる？
• 宇宙に存在する元素の量を説明できる？
元素の起源を解明するため、研究が進行中

「宇宙の爆発現象」• 恒星の性質と進化の概要を理解する• 星の爆発で何が起きているのかを理解する• 爆発のメカニズム• 電磁波放射のメカニズム• 宇宙の元素の起源を理解する• 「時間軸天文学」や「マルチメッセンジャー天文学」の最新の話題に触れる

様々な疑問を物理を使って理解しよう• なぜ星は「進化」するのか？
• なぜ質量で運命が変わるのか？
• なぜ星は爆発するのか？
• 超新星の膨大なエネルギーはどこからきたのか？
• 超新星はなぜ非常に明るくなるのか？
• なぜ中性子星合体は輝くのか？
•…

熱力学

統計力学

力学

電磁気学
宇宙物理学
天体物理学

流体力学

原子核物理学

量子力学

相対論