第11回光赤外線大学間連携ワークショップ

2020年11月10日­12日

重力波観測ランO3における
J-GEMの可視・近赤外フォローアップ観測

笹田真人（広島大学）

on behalf of J-GEM Collaboration

重力波源の電磁波対応天体観測

Pub

28-4

中性子星連星の合体時に重力波を放出し、電磁波を放射する©NASA• r-process によりランタノイド原子の生成• 電磁波対応天体観測から、重元素生成のメカニズムに迫る

GW170817の重力波確率と領域内にある可視光天体

The 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.

Lipunov+ 2017

Tominaga+ 2018

Fig. 1. Pointing map for GW170817 overlaid on the probability map
Table 2(Abbott et al. 2017d). The white contour represents the 90% credibl
Possible Kilonova Brightness
region.
Circles
represent
m Max[AB]NameZ
DL MpcDMObs.
Band
MabsFlat
spec ABFlux
iso erg s
Link the field-of-view of HSC; their colors changinThis paper
Kilonova NGC 4993 0.0098
42.5
33.14
MASTERW
17.3−16.0310with an−15.35
order ofObservations have been carried out fromGRB 130603
0.35601911.9
41.41
HSTH
25.73
5.50observation.
× 10Tanvir et al. (2013)
GRB 080503
0.561
3290.5
42.59
Gemini/Keckr
25.48−16.62
1.78 × 10
Perley et al. (2009)
darker to lighter colors. The dashed curves represent the Galactic gratic
our wide FOV (Lipunov et al. 2010), in real time (1–2 minutes
the object’s instrumental ﬂux from the difference image. Weules. (Color online)
correct the obtained stellar magnitudes for the Galactic extinction,
after a charge-coupled device (CCD) readout), and can work in• 広大な重力波確率領域から突発天体を発見しなければならない。
• 視野が広くない望遠鏡は候補母銀河を観測−1vis4241*

alert, inspect, and survey mode, independently of humanintervention. This is a unique feature that gives us the ability todetect new objects in large ﬁelds in real time and to study
outbursts in the early stages of explosion (Lipunov et al. 2016;
Troja et al. 2017).
It is impossible to produce photometry of this object using
standard aperture or point-spread function (PSF) photometry
methods on the original image due to the galaxy background. For
accurate photometry we undertake the following procedure. For42

based on E (B - V )= 0.1 mag (Schlaﬂy & Finkbeiner 2011).
The MASTER Global Robotic Net archive contains 126
images of the galaxy NGC 4993, obtained from 2015 January 17
200:45:46 to 2017 May 02 22:17:04, none of which show any
optical activity for SSS17a (see Table 3).
In Figure 4 we present the MASTER-composed discovery
image with kilonova position.

observed area is 28.9 deg corresponding to the 66.0% credible region of GW170817 (figure 1). Exposures used in thfollowing6. Discussion
analysis are listed in table 2.

重力波検出器と観測スケジュール
LIGO Hanford Observatory

2019年4月-2020年3月で重力波観測ランO3が実施

Credit: Caltech/MIT/LIGO Laboratory.

•56もの重力波が検出•中性子星連星合体やブラックホール中性子星連星合体などからの重力波も検出•明らかな電磁波対応天体は未発見（候補天体は報告されている）

Advanced LIGO, Advanced Virgo and KAGRA observing run plans

J-GEM (Japanese collaboration for Gravitational-wave Electro-Magnetic follow-up)
520•重力波の電磁波対応天体の検出を目指す日本のコラボレーションコミュニティ

J-GEMにおける重力波源天体の観測システム
重力波源は銀河の近傍に発生する可能性 → 銀河をサーベイ観測し突発天体を探す①

J-GEM
Web Systemplanner• 銀河リスト生成• 観測情報の収集・提示②OAOWFC④

Okayama Astrophysical Observatory Wide Field Camera③

2015/12/07

観測装置技術WS• 観測• 即時解析（WCS貼り）

7

ImageServer• 観測画像の保存と提示• 限界等級の計算• 画像の差し引き

GW170817発見• イベント発生後、早期のフォローアップによる対応天体検出が求められる• 22イベントにフォローアップを実施

各イベント

J-GEMによる即時フォローアップ• 10イベントをアラート開始後0.5日までに観測開始• GW170817発見時刻よりも早く対応天体を検出するポテンシャルがある

Sasada et al. in prep.

観測された限界等級とキロノバの等級• 観測された限界等級に対して、各距離にあるGW170817との比較• 破線はGW170817のgバンドでの極大等級• 40, 100 Mpcで発生する中性子星連星合体の場合には検出可能取得された限界等級 (AB) Sasada et al. in prep.

限界等級と爆発モデル• 中性子星連星合体によって発生する電磁波放射全てのイベントの取得された限界等級と爆発モデル• キロノバ (r-process)• コクーン (ジェットと周辺物質の相互作用)
キロノバモデルた場合）• J-GEMのフォローアップによって電磁波対応天AB等級（図のモデルは100 Mpcにイベントが発生しCocoonモデル

体検出が可能• 重力波源の電磁波放射を早期検出→ 放射モデルを切り分ける

爆発後の経過時間（日）Sasada et al. in prep.

03で検出された56イベントの距離・位置精度の関係
候補銀河数O3で検出された重力波

104

10

S190930t

100 1000

S190910h

S190901ap

S190425z
S200105ae
S190718y
S191205ah

S200302c• 中性子星を含む連星合体からの重力波も複数検出（~200Mpc）• 100Mpc未満のイベントはなし• 候補母銀河数は100を超える（多くは1000以上）2probability
信頼領域area (deg )S191213g• 多くがブラックホール連星からの重力波

S200112r

S190910d
S200128d
S190923y
S191222n
S190930s
S191109d
S190630ag S190421ar

S200213t

10BBH
NSBH
BNS
MassGap
Ter
1101003

S190602aq
S190510g S190426c S190521g
S200115j

S190707q
S191129u
S191105e

S190519bj
S190517h
S190706ai
S200219ac
S190513bm

S200316bj
S190521r
S190503bf
S190720a
S190408an
S191215w
S190828l
S190915ak
S190924h
S191216ap

10S190512at
S190828j
S190412m

2

S190727h

S190728q
S191204r
S200224ca
S190701ah• J-GEMでは100天体以上の銀河を観測可能

S200129m
S200311bg
S190814bv

10S200225q

GW170817

110S200208q

110210distance
距離 (Mpc)

3104

Sasada et al. in prep.

KAGRA –––– Abbott, B.
140P. et al.
3 Page 26 of 57
Epoch2015 – 2016 2016 – 2017 2018 – 2019 2020+
2024+
Achieved BNS range/Mpc
LIGO
60–80
60–100
–––
Table
3 run
Summaryobservingschedule, expected
and source
localization
with
Planneddurationof a plausible
925–30monthssensitivities,
12(per(perVirgo–4 months– months– year)– year)theAdvanced
LIGO,AdvancedVirgoandKAGRA
detectors,
which
will
bestronglydependentontheExpected burst range/Mpc
LIGO
KAGRA–40 – 60
–60–75–75–90–105–105
detectors’ commissioning progressVirgo–20–40
40–50
40–70
80
Estimated BNS detections
0.05–1
0.2–4.5
1–50
4–80
11–180Epoch– 2019 2020+
2024+
KAGRA –2015 – 2016 –2016 – 2017 2018––100

O4における中小口径望遠鏡の役割
Actual BNS detections
Plannedduration
Expectedrun
BNS
range/Mpc
中性子星合体距離(Mpc)
Expected
90% CR burst range/Mpc% within

LIGO
Virgo
5LIGO
deg2

0440–80months40 1– 60–<1980–120
months
60–75
20–65
1–5–12months
120–170
75–90
65–85
1–4–(per190 year)105
65–115
3–7–(per190 year)
105
125
23–30

Virgo
20–40
80
KAGRA
––40–50–40–70
140
7–14
12–21
14–22
65–73
20
deg2 –< 1
KAGRA––––1002
460–530
230–320
120–180
110–180
9–12Median/deg
信頼領域(deg2)
Achieved
BNS range/Mpc
LIGO
60–80
60–100–––
Expected BNS range/Mpc
LIGO2
40–80
80–120
120–170
190
190Abbott+ 2018
Virgo–25–30–––
Searched area % within
5 deg
4–6
15–21
20–26
23–29
62–67Virgo–KAGRA–20–65–65–85–65–115
–125
2
14–17
33–41
42–50
44–52
87–90
20 deg• LIGO&Virgoで中性子星合体を検出（115Mpcまで）
KAGRA ––––140
Estimated
BNSthedetections
0.05–1
4–80assume11–180
Ranges reflect
uncertainty in the detector
noise spectra0.2–4.5
shown in Fig. 1–50
1. The burst ranges
standard• 位置決定精度の向上（200deg2以下）
1/2 –−22
Achieved
BNS
range/Mpc
LIGO
60–80
60–100–candle emission of 10 M⊙ c in gravitational waves at 150 Hz and scale as E GW , so it is greater–for more
Actual BNS detections
01–––
energetic sources (such as binaryblack holes).
The binary
neutron star–(BNS) localizationis characterized
Virgo–25–30––
by the size of the 90% credible region(CR) and the searched area. These are calculated by running the2
KAGRA–< 1–1–5–––
90% CR% within
5 deg
1–4
3–7
23–30
• 115Mpc, 200deg2の場合の銀河数は100程度
BAYESTAR rapid sky-localization code (Singer and Price 2016) on a Monte Carlo sample of simulated
2 middle< 1 of the plausible
7–14
12–21
14–22
65–73
20 degsignals,assuming
senisivity
curvesintheranges(thegeometricmeansoftheupper
Estimated BNS detections
0.05–1
0.2–4.5
1–50
4–80
11–180→ J-GEMや中小口径望遠鏡でフォローアップ可能
and lower bounds).
The variationin the localization
both the variation
cycle between
2460–530 reflects
230–320
120–180in duty
110–180
9–12 70%
Median/deg
and 75%
as detections
well as Monte Carlo statistical
uses
ActualBNS
0 uncertainty.1 The estimated– number of –BNS detections–the actualarea
ranges%for2015–2016
and22017–2018,
and theexpected range
otherwise;23–29
future runs 62–67
assume aSearchedwithin
5 deg
4–6
15–21
20–26

2019 May 14
2019 May 21
2019 May 29
2019 Jun 11
2019 Jun 122019 Jun 19
2019 Jun 25

重力波源の近赤外線観測• 中性子星合体はThe Astrophysical Journal, 889:171 (25pp), 2020 February 1

GW170817の可視・近赤外帯域のモデル光度曲線‣可視光で急激に減光する（2~5日で減光）（~10日程度）• 近赤外の放射は暖められた周囲物質からの熱放射（放射エネルギーの推定）

AB絶対等級‣近赤外は明るさが持続

近赤外フォローアップも重力波源の検出・物理解明に必須

経過日数

Kawaguchi+ 2020

58617.6
58624.6
58632.558645.658646.658653.658659.6

Note.
aRelative to the epoch of B-band maximum (MJ(This table is available in machine-readable form

超新星Iaの光度曲線
5. Model ParamIn this section, we
suitable to interpretcurves in GW17081
observed from the diGW data analysis
observed from θ2For our ejecta proejecta is required toIndeed, we conﬁrm
dynamical ejecta alon
results as long as wethe appendix). The
ejecta suggest that thinterpret the brightnappendix). Meanwhi
multi-components
mDay
経過日数
Figure 2. Multiband light curves of SN 2019ein.
preferentialKawabata+2020instrument
data that werephotons
obtainedusing differentlight curve ofﬁducial
each band is model
shifted verticallyas(HMNまとめ•重力波観測ランO3において56もの重力波イベントが検出され、中性子星を含む連星合体も複数イベント検出された•J-GEM によって22イベントに対してフォローアップを行い、10イベントはアラート発信
後0.5日以内にフォローアップを実施した•100MpcまでのキロノバについてJ-GEMで検出可能であり、早期発見によりキロノバの可視光放射モデルを制限できる•100Mpc, 200deg2 のイベントであれば対応天体検出が可能である• 可視光のみならず、近赤外帯域のフォローアップも重要となる