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双中子星并合事件的电磁辐射搜寻 吴雪峰 合作者：张冰、高鹤、丁璇、戴子高、魏建彦、 范一中、韦大明 中科院紫金山天文台

爱因斯坦探针卫星 (EP) 科学论证启动会 暨第一次科学工作组会议高能天体物理分会. 双中子星并合事件的电磁辐射搜寻 吴雪峰 合作者：张冰、高鹤、丁璇、戴子高、魏建彦、 范一中、韦大明 中科院紫金山天文台. 北京， 2013 年 11 月 15 日. 引力波探测时代即将到来 …. NS+NS 探测视界：. NS+NS 可探测率：. 主要候选体 : NS-NS 并合. 银河系内已发现存在双中子星系统 在双脉冲星系统 PSR 1913+16 发现有引力波辐射间接证据（豪斯、泰勒因此获诺贝尔物理奖）

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双中子星并合事件的电磁辐射搜寻 吴雪峰 合作者：张冰、高鹤、丁璇、戴子高、魏建彦、 范一中、韦大明 中科院紫金山天文台

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  1. 爱因斯坦探针卫星(EP)科学论证启动会 暨第一次科学工作组会议高能天体物理分会 双中子星并合事件的电磁辐射搜寻 吴雪峰 合作者：张冰、高鹤、丁璇、戴子高、魏建彦、 范一中、韦大明 中科院紫金山天文台 北京，2013年11月15日

  2. 引力波探测时代即将到来… NS+NS探测视界： NS+NS可探测率：

  3. 主要候选体: NS-NS并合 • 银河系内已发现存在双中子星系统 • 在双脉冲星系统PSR 1913+16发现有引力波辐射间接证据（豪斯、泰勒因此获诺贝尔物理奖） • 通过数值模拟，已经发现并合过程中引力波辐射存在 “chirp” 信号 (探测时标很短，简称引力波暴) • 与这类引力波暴成协的电磁信号是怎样的? http://physics.aps.org/articles/v3/29 (引自Kiuchi et al. 2010, PRL, 104, 141101)

  4. 为何探测电磁信号重要？ • 确认引力波信号的天体起源 • 研究引力波源的天体物理起源（比如引力波源的距离、宿主星系等） • 研究引力波暴的详细物理过程（比如核物质物态方程） http://physics.aps.org/articles/v3/29 (引自Kiuchi et al. 2010, PRL, 104, 141101)

  5. 双中子星并合的传统产物: 黑洞 • 并合产物的质量超过单颗中子星最大质量 • 黑洞可能是并合的直接产物；也可能先产生短时标（短于100毫秒）、不稳定的大质量中子星，然后坍缩成黑洞 Bartos, I., Brady, P., Marka, S. 2012, arXiv:1212.2289

  6. 双中子星并合过程中的物质抛射 抛射物质初始速度: 0.1 – 0.3 c 抛射物质质量: 10-4 – 10-2M 抛射物质初始动能: ~1047 - 1049 erg Hotokezaka,et al., 2013，PRD，arXiv:1212.0905

  7. 中心并合产物为黑洞的电磁辐射 短伽玛暴 多波段暂现源 时标 ~小时、天、周，甚至年 Li-Paczyński Nova Li & Paczyński, 1998 光学耀发 时标 ~ 几天 抛射物在星际介质中驱动的外激波 Nakar& Piran, 2011 射电余辉 时标 ~ 几年 Metzger & Berger, 2012

  8. 短时标伽玛暴 2类伽玛暴：短/硬暴 - 长/软暴 短暴的伽玛射线光变曲线 • 宿主星系不同种类，少数是椭圆/早型星系，多数是恒星形成星系； • 爆发地点离星系中心较远，一般是低恒星形成区域，个别在星系外面； • 主流模型：NS-NS或NS-BH并合； • NS-NS并合模型不能同时解释BATSE和Swift的短暴观测； • 即便短暴与引力波暴成协，短暴是高度集束的，仅一小部分引力波暴可以同时探测到短暴。

  9. Li-Paczynski Nova / Kilonova t=1 day, V波段光度 ~ 3×1041 erg/s， 比典型伽玛暴余辉暗3-5量级 比新星亮约1千倍 Metzger et al. (2010)

  10. 外激波射电余辉 一般双中子星并合发生在星系外围， 典型的星系介质数密度 n ~ 10-3 – 10-4 cm-3, 射电余辉将很暗，无法探测！ Rosswog, Piran & Nakar (2012), 另见Nakar & Piran, 2011, Nature

  11. 双中子星并合的另一种可能产物: 大质量、毫秒转动、超强磁场的中子星（大质量快转磁星） • 并合产物的质量小于中子星最大质量； • 大质量中子星若存在相当长时间，则可以产生一些重要观测信号 (e.g. Dai et al. 2006; Gao & Fan 2006; Fan & Xu, 2006; Zhang 2013) Bartos, I., Brady, P., Marka, S. 2012, arXiv:1212.2289

  12. 并合产物为磁星的证据I • 质量超过2 M的中子星已经被发现（比如2013年Science报道的PSR J0348+0432, 质量为2.01+/-0.04 M） • NS-NS系统总质量一般~ 2.6 M Lattimer & Prakash (2010)

  13. 并合产物为磁星的证据I Lattimer (2012) 硬的物态方程: 中子星最大质量可达2.5 M

  14. 并合产物为磁星的证据II • Giacomazzo & Perna (2013)通过广义相对论磁流体模拟，第一次证明双中子星并合产生稳态磁星是可能的； • 该磁星自转速度极快，并且存在交叉自转； • 磁星的磁场比并合前放大了2个量级，在其他2维或者3维的交叉自转中子星计算中甚至可以进一步放大(Duez et al. 2006; Siegel et al. 2013)。 Giacomazzo & Perna 2013

  15. 并合产物为磁星的证据III • 一些短暴X余辉中存在“平台相”，时标为几百秒-上千秒 GRB 090515 Rowlinson et al. (2010) Rowlinson et al. (2013)

  16. 磁星的另外一种可提取能源: 自转能 计算表明，双中子星并合产生的磁星的初始转动速度接近开普勒速度，即P~1ms. 磁星巨大的自转能: 部分通过磁偶级辐射或者抛射带电粒子，最后通过电磁辐射释放出来

  17. 短暴X平台相磁星模型参数 初始自转周期~10 ms，太长! Rowlinson et al. (2013)

  18. 双中子星并合产物的初始自转周期应为~1ms（轨道角动量转化为自转角动量，开普勒速度）;双中子星并合产物的初始自转周期应为~1ms（轨道角动量转化为自转角动量，开普勒速度）; • Rowlinson et al.(2013)样本计算中，相当一部分的磁星初始自转周期>> 1ms;  能量失踪？ 可能解释 （1）磁偶极辐射耗散模型参数有问题，磁能转化为辐射（1 keV – 10 MeV）的效率很低（1%）？不太合理。 （2）磁星的初始自转动能通过别的途径释放，引力波？ 磁偶极辐射 引力波辐射 中子星椭率： 磁偶极主导： 引力波主导： 反之 (Fan, Wu & Wei 2013)

  19. 短暴中已存在着引力波辐射的迹象？ 这是伽玛暴研究中首次报道“现有电磁辐射数据中已有引力波辐射的迹象” 要求：磁星椭率~0.01 (1)磁星内部磁场如达到~10^17 G，磁星星体将显著变形(Dall’Osso et al. 2009). (2) 在一些夸克星模型中，星体椭率可达0.1 (Lin 2007; Johnson-McDaniel & Owen 2013) 来自于毫秒磁星的偶极辐射 (Gao & Fan 2006; Rowlinson et al. 2010; Zhang 2013)?

  20. 短暴GRB130603B余辉- 磁星与引力波辐射的进一步证据？ 1、早期（t<1000 s）的X射线余辉和光学余辉需要一个毫秒磁星能量注入； 2、晚期射电、光学、X射线余辉拟合发现晚期能量E<3x10^51 erg (Fong et al. 2013得到E<1.7x10^51 erg); 3、产生晚期kilonova的物质动能~1x10^51 erg (Berger et al. 2013; Tanvir et al. 2013) 4、2和3的能量比毫秒转动的磁星自转能至少小1个量级，大部分自转能在早期被引力波带走？ (Fan et al. 2013)

  21. 中心并合产物为磁星的电磁辐射 喷流-星际介质激波（短暴余辉） 短伽玛暴 后期中心天体活动 ~ X射线平台相 & X射线耀发 短伽玛暴 X-ray 射电 光学 X射线 磁耗散X射线余辉 抛射物 1000 ~10000 s 激波化的星际介质 Zhang, 2013 X-ray 中心磁星能量注入的外激波 MNS 多波段明亮暂现源 ~小时、天、周，甚至年 玻印廷流 Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013 相对论电子对 Wang & Dai, 2013 “光球”辐射 明亮光学耀发 时标 ~ 几天 Yu, Zhang & Gao, 2013

  22. 中心并合产物为磁星的电磁辐射 喷流-星际介质激波（短暴余辉） 短伽玛暴 后期中心天体活动 ~ X射线平台相 & X射线耀发 短伽玛暴 X-ray 射电 光学 X射线 磁耗散X射线余辉 抛射物 1000 ~10000 s 激波化的星际介质 Zhang, 2013 X-ray 中心磁星能量注入的外激波 MNS 多波段明亮暂现源 ~小时、天、周，甚至年 玻印廷流 Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013 相对论电子对 Wang & Dai, 2013 “光球”辐射 明亮光学耀发 时标 ~ 几天 Yu, Zhang & Gao, 2013

  23. 中心并合产物为磁星的电磁辐射 喷流-星际介质激波（短暴余辉） 短伽玛暴 后期中心天体活动 ~ X射线平台相 & X射线耀发 短伽玛暴 X-ray 射电 光学 X射线 磁耗散X射线余辉 抛射物 1000 ~10000 s 激波化的星际介质 Zhang, 2013 X-ray 中心磁星能量注入的外激波 MNS 多波段明亮暂现源 ~小时、天、周，甚至年 玻印廷流 Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013 相对论电子对 Wang & Dai, 2013 “光球”辐射 明亮光学耀发 时标 ~ 几天 Yu, Zhang & Gao, 2013

  24. 磁耗散X射线余辉 Zhang, B., 2013, ApJL, 763,22 并合后的磁星在几乎各个方向抛射 相对论磁星风。磁星风在一定半径处 耗散产生辐射，主要在X射线波段。 预期的X射线流量 ~ (10−8–10−7) erg cm−2 s−1. 辐射时标一般为 103–104s. Flux (ergcm-2s-1) t 假设能谱为 , 则从 X射线外推到光学的R波段 光学亮度 ~ 17星等。

  25. 中心并合产物为磁星的电磁辐射 喷流-星际介质激波（短暴余辉） 短伽玛暴 后期中心天体活动 ~ X射线平台相 & X射线耀发 短伽玛暴 X-ray 射电 光学 X射线 磁耗散X射线余辉 抛射物 1000 ~10000 s 激波化的星际介质 Zhang, 2013 X-ray 中心磁星能量注入的外激波 MNS 多波段明亮暂现源 ~小时、天、周，甚至年 玻印廷流 Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013 相对论电子对 Wang & Dai, 2013 “光球”辐射 明亮光学耀发 时标 ~ 几天 Yu, Zhang & Gao, 2013

  26. 中心磁星能量注入的外激波 X-ray: Opt: Radio: Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai 2013

  27. 中心磁星能量注入的外激波 X-ray: Opt: Radio: Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai 2013

  28. 中心磁星能量注入的外激波 X-ray: Opt: Radio: Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai 2013

  29. 中心并合产物为磁星的电磁辐射 喷流-星际介质激波（短暴余辉） 短伽玛暴 后期中心天体活动 ~ X射线平台相 & X射线耀发 短伽玛暴 X-ray 射电 光学 X射线 磁耗散X射线余辉 抛射物 1000 ~10000 s 激波化的星际介质 Zhang, 2013 X-ray 中心磁星能量注入的外激波 MNS 多波段明亮暂现源 ~小时、天、周，甚至年 玻印廷流 Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013 相对论电子对 Wang & Dai, 2013 “光球”辐射 明亮光学耀发 时标 ~ 几天 Yu, Zhang & Gao, 2013

  30. “光球”辐射 假设磁星能量注入远高于放射性物质衰变加热. Yunwei Yu, Bing Zhang, & He Gao 2013 For Lx=1e41 erg/s, D=300Mpc Fx ~ 1e-14 erg/cm^2/s Metzger & Piro (2013)最近更仔细考虑了电子对对光深的贡献， 从而出来的辐射更暗。

  31. VLA射电亮暂现源巡天对事件率的限制 • 3C 286视场 • 23年观测档案 • 观测波段为1.4 GHz • 亮(>350 mJy )射电暂现源发生率 • < 6×10−4 degree−2 yr−1, • 即全天< 20 yr−1 • 引力波暴产生亮的射电余辉 • 有以下不确定性： • NS-NS并合率 • 并合产生大质量磁星的比例 Bower & Sauer. 2011, ApJL, 728, 14

  32. 如何区分并合产物是黑洞还是磁星？ 引力波信号 电磁对应体 短伽玛暴: 无X射线平台相 黑洞: 无X射线辐射 黑洞: Chirp + Ring down 无短暴: Li-Paczyński新星 并合后，无延展的引力波辐射 弱射电余辉 短伽玛暴: 存在X射线平台相 X射线辐射 磁星: 磁星: 无短暴: 比较亮的光学辐射 由于新生的磁中子星存在“棒模”不稳定性，并合后有延展的引力波辐射 比较强的射电余辉

  33. 观测策略 引力波暴的空间定位误差圈 定位精度：~几十至上百平方度（实际误差区域非圆形） ~并合触发Advanced-LIGO/Virgo之前的几十秒?

  34. 观测策略 引力波暴的空间定位误差圈 X射线观测策略 • 若望远镜视场小，则要求在暴后103-104秒之内在该空间范围进行快速转动并搜索； 很难 2) 若望远镜视场大并且灵敏度较高，则要求快速转动以增加与引力波暴同时触发的概率。 定位精度：~几十至上百平方度（实际误差区域非圆形） 例如 Einterin Probe （Yuan Weimin） ISS-Lobster (Gehrels et al. 2012) ~并合触发Advanced-LIGO/Virgo之前的几十秒?

  35. 观测策略 引力波暴的空间定位误差圈 光学观测策略 大视场，寻找与引力波暴触发同时观测的可能性； 如果X射线望远镜被触发，则可以做光学的后随观测 地面阵列GWAC？ 南极巡天望远镜？。 定位精度：~几十至上百平方度（实际误差区域非圆形） ~并合触发Advanced-LIGO/Virgo之前的几十秒?

  36. 观测策略 引力波暴的空间定位误差圈 射电观测策略 不需要在引力波暴触发后马上就开始射电观测； 全天射电巡天很重要 国内外射电巡天望远镜？ 定位精度：~几十至上百平方度（实际误差区域非圆形） ~并合触发Advanced-LIGO/Virgo之前的几十秒?

  37. 如果以上观测策略实施，则我们是否能确保发现这类较亮的余辉辐射?如果以上观测策略实施，则我们是否能确保发现这类较亮的余辉辐射? • 不清楚； • 因为我们不知道中子星的物态方程即中子星最大质量，所以我们不清楚有多少比例的双中子星并合会产生磁星而不是黑洞； • 如果并合产物是磁星，则我们应该可以观测到明亮的X射线早期余辉； • 多波段余辉的亮度，依赖于抛射物质的质量、外部介质密度，以及观测视线。

  38. 情形 I • 想象2015之后的某个时候； • Advanced LIGO探测到一个引力波暴的“chirp”信号，并且把空间定位马上发给电磁波探测望远镜； • ISS-Lobster/Einstein Probe探测恰好覆盖了advanced LIGO发布的空间位置, 但没有发现明亮的X射线辐射； • 磁星作为该引力波波暴产物可能性被排除，中子星最大质量上限获得，中子星物态方程得到限制； • 引力波探测发现并合后期的 “ring-down” 信号 – 进一步证实BH黑洞是并合产物； • 光学深度搜寻进一步证实光学暂现源的辐射很暗； • 一年之后，射电深度搜寻发现射电余辉很暗，可能需要持续几年的观测证实该射电源是引力波暴对应的射电暂现源。

  39. 情形 II • 想象2015之后的某个时候； • Advanced LIGO探测到一个引力波暴的“chirp”信号，并且把空间定位马上发给电磁波探测望远镜； • ISS-Lobster/Einstein Probe探测恰好覆盖了advanced LIGO发布的空间位置, 发现了明亮的X射线辐射，并提供了精度更高的空间方位； • 光学与射电望远镜对准以上X射线望远镜给出的空间位置，并且发现了明亮的余辉辐射； • 引力波探测发现在并合后的大质量中子星“棒模”不稳定性产生的引力波特征辐射信号，进一步证实并合产物是磁星； • 根据观测到的X射线平台辐射，得到磁星表面的磁场强度； • 结合引力波观测和电磁辐射观测数据，对一些重要的物理参数进行限制： 双中子星并合前的质量、中子星的最大质量、中子星的物态方程，等等。

  40. 引力波暴电磁辐射探测到或者探测不到，都有重要的科学意义!引力波暴电磁辐射探测到或者探测不到，都有重要的科学意义! 总 结

  41. 今后2年要开展的工作 • 通过目前短暴余辉的观测，对双中子星并合暴的电磁辐射模型进行限制； • 根据已有认识（中心产物通道比例、参数分布等），通过模特卡罗模拟，预测该类事件多波段电磁信号强度的分布； • 预测爱因斯坦探针对该类事件的探测率。

  42. 谢谢！

  43. 新模型的应用1 相对论暂现源PTF11agg光学、射电辐射

  44. 帕洛玛暂现源工厂 新发现的宇宙学起源相对论暂现源PTF11agg Cenko et al. (2013)

  45. 相对论暂现源PTF11agg解释：我们的新模型 Wu, et al., 2013, submitted to ApJL, arXiv: 1308.1280

  46. 新模型的应用2 短伽玛暴080503光学、X余辉后期增亮

  47. SGRB 080503后期增亮：观测 X射线余辉 光学余辉

  48. SGRB 080503后期增亮解释：Li-Paczynski模型 很难解释X辐射增亮 Perley et al. 2009, ApJ, 696, 1871

  49. SGRB 080503后期增亮解释：后期能量注入模型 Ek,0 = 7x1050 erg Ek,inj = 30 Ek,0 ~ 2x1052 erg ε_e = (ε_B )^0.5 ε_B = 5x10−2 , p = 2.5 n = 10-3 cm−3 z = 0.5 Hascoet et al. 2012, A&A, 541, A88

  50. SGRB 080503后期增亮解释：我们的新模型 Ding, Gao, Wu, Zhang & Dai 2013, to be submitted

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