重力波観測ランO4における
J-GEMの電磁波フォローアップ観測
笹田真人 (東工大), J-GEM Collaboration

2023/9/20-22 日本天文学会2023年秋季年会

重力波源電磁波対応天体
重力波は中性子星またはブラックホールからなる連星系の合体時に大量に放射→ 中性子星連星またはブラックホール中性子星連星合体時に電磁波放射（キロノバ）

NASA/CXC/M.Weiss

重力波到来領域の広域サーベイ
Area of GW170817

重力波到来領域の広域サーベイ
28-4

Publications of the Astronomical Society ofTominaga+ 2018

Fig. 1. Pointing map for GW170817 overlaid on the probability map3
(Abbott et al. 2017d). The white contour represents the 90% credible
region. Circles represent the field-of-view of HSC; their colors changing
with an order of observation. Observations have been carried out fromdarker to lighter colors. The dashed curves represent the Galactic graticules. (Color online)with a diameter of twice the FW
GW170817
from Area
18.3ofmag
to 22.5 mag wit(figure 3 and table 4). The 5σ
mainly determined by the depth
are typically shallower than tho
particular, the depths in the po
August 19 are quite shallow. We aof detection by a random injecti
cial point sources with various m
figure 4). The magnitude of artificin time. The large diversity in theAugust 19 causes the shallow deon the PSF magnitude of artifici
5σ limiting magnitude is roughl
completeness magnitude.
As the detected sources includ
candidate selection is performed
Criteria for the detection in a si(1) |(S/N)PSF | > 5, (2) (b/a)/(b/a重力波到来領域の広域サーベイ
28-4

Publications of the Astronomical Society ofwith a diameter of twice the FW
GW170817
from Area
18.3ofmag
to 22.5 mag wit(figure 3 and table 4). The 5σ
mainly determined by the depth
are typically shallower than tho
particular, the depths in the poAugust 19 are quite shallow. We aof detection by a random injecti
cial point sources with various mfigure 4). The magnitude of artificin time. The large diversity in theAugust 19 causes the shallow deon the PSF magnitude of artifici
Tominaga+ 2018
Lipunov+ 2017
5σ limiting magnitude is roughl
3Fig. 1. Pointing map for GW170817 overlaid on the probability map
completeness magnitude.
(Abbott et al. 2017d). The white contour represents the 90% credible•重力波到来領域は通常広い(>100平方度)ため、確率体積内には多数の銀河が存在
As the detected sources includ
region. Circles represent the field-of-view of HSC; their colors changingwith an order of observation. Observations have been carried out from•広大な領域から電磁波対応天体を同定する必要がある
candidate selection is performed
darker to lighter colors. The dashed curves represent the Galactic graticour wide FOV (Lipunov et al. 2010), in real time (1–2 minutes
the object’s instrumental ﬂux from the difference image. We
Criteria for the detection in a sicorrect the obtained stellar magnitudes for the Galactic extinction,
after a charge-coupled device (CCD) readout), and can work inules.
mag (Schlaﬂy & Finkbeiner 2011).
basedon E (B(Color- V )=0.1online)
alert, inspect, and survey mode, independently of human
The MASTER Global Robotic Net archive contains 126
intervention. This is a unique feature that gives us the ability to(1) |(S/N)PSF | > 5, (2) (b/a)/(b/aThe Astrophysical Journal Letters, 850:L1 (9pp), 2017 November 20

Lipunov et al.

Figure 4. MASTER-composed discovery image started 2017 August 17 at 23:59:54 UT. We used color B, R, I, W ﬁlters, MASTER-OAFA, and MASTER-SAAO
images. The kilonova position is marked by white lines on the left part of composed image. The right (large) image is the MASTER main telescope’s usual FOV.

Table 2
Possible Kilonova Brightness

Name

Kilonova NGC 4993
GRB 130603
GRB 080503

ZDL Mpc

DMObs.

Bandm vis Max[AB]MabsFlat spec AB

Flux iso erg s−1

0.00980.35600.561*

42.5
1911.93290.5

33.14
41.41
42.59

MASTER
HST
Gemini/KeckW
H
r

17.3
25.73
25.48

−16.03−15.35−16.621042
5.50 × 1041
1.78 × 1042

Link

This paper
Tanvir et al. (2013)
Perley et al. (2009)

1m

Kagoshima 1m
Kagoshima U

0.5m

Yamaguchi
32m, 34m radio
Yamaguchi U

0.91m

3.8m

MITSuME
Okayama
Tokyo Tech

Seimei
Kyoto U

91cm/OAO WFC
NAOJ2mNayutaU of Hyogo

1.5m

1.05m, 20.7deg2

KanataHiroshima U

SaCRA
Kiso/Tomo-e MITSuME
Akeno
Saitama U
U of Tokyo
Tokyo Tech

1.4m

1.8m, 1.45 deg2

0.55m

Optical0.5m

Main features:- 20 deg2 optical imaging w/1m
- 1.45 deg2 NIR imaging w/1.8m- opt-NIR spectroscopy w/1-8m- opt-NIR polarimetry- wide & deep imaging w/8m

0.5m

NIRRadio
8.2m, HSC 1.8 deg2

HinOTORIHiroshima U

SubaruNAOJ
6.5m

1.8m,2.2deg20.61m
TAO
U of Tokyo

IRSF
Nagoya U

PRIME
Osaka U

Newcomer

MOA-II
Osaka U

B&C
Osaka UJ-GEM Japanese collaboration for Gravitational-wave Electro-Magnetic follow-up

参加望遠鏡
せいめい望遠鏡
TriCCS (TriColor CMOS Camera and Spectrograph)•可視3色同時撮像カメラ•重力波源の候補母銀河をサーベイ観測•取得データは自動でリダクションする

PRIME 1.8-m 望遠鏡•近赤外撮像•FoV は 1.45 deg2
•南天の南アフリカにある

画像の差分解析手法の検討
Input

HOTPANTS• 観測画像と参照画像を差分することで突発天体を検出• 画像差分解析ソフトウェア• HOTPANTS• ZOGY

Template
画像解析、共有のためのサーバー (ImageServer) には ZOGY を用いる

画像差分

ZOGY

O4の開始と参加重力波検出器
重力波検出器の観測プラン• 2023年5月からO4が始まる• KAGRAも5~6月にかけて参加• Virgoは現在調整中• LIGOのみのため重力波到来方向の信頼領域は広大
5月のNSBHイベントの信頼領域

O3とO4での重力波イベントの推移• O4が始まってから多数の重力波アラー
トが発信• O3に比べて発信頻度が激増
重要なイベントをセレクションする必要

O4
O3

False alarm rate (FAR)
O3• False alarm rate (FAR) が重力波シグナルの信頼性の指標• O4では信頼性の低いイベントも発信• 10-8 (=0.3 year-1) より低いFARで比較するとO3とO4で頻度に差はない

fi

FAR が 10-8 より低いイベントをsigni cant event として抽出

O4

重力波イベントの分類
O3O4FAR < 10-8

O3ではほとんどのイベントが天文現象起源だった
O4では信頼性の低いイベントもアラートしているため、ほとんどが Terrestrial である

J-GEMでは重要なイベントに焦点を当ててフォローアップ観測を実施する

まとめ• J-GEMではLVKからの重力波アラートのフォローアップを実施している• O3から新たな望遠鏡が参加している• 画像の差分解析から取得された画像に存在する突発天体を検出する• O4では信頼性の低い信号のアラートも発信されるため、FARに閾値を設けて信頼性の高い重力波イベントに絞ってフォローアップ観測を行う