双中子星并合事件的电磁辐射搜寻吴雪峰...

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

北京， 2013 年 11 月 15 日

引力波探测时代即将到来…

~ 300 ( 0.1)Mpc z NS+NS 探测视界：10.2 ~ 2000 yr 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）

• 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)

http://physics.aps.org/articles/v3/29

• 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)

为何探测电磁信号重要？

http://physics.aps.org/articles/v3/29

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

Hotokezaka,et al., 2013 ， PRD ， arXiv:1212.0905

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 – 10-2 M

抛射物质初始动能 : ~1047 - 1049 erg

Metzger & Berger, 2012

短伽玛暴多波段暂现源时标 ~ 小时、天、周，甚至年

Li-Paczyński Nova

光学耀发时标 ~ 几天

抛射物在星际介质中驱动的外激波

射电余辉时标 ~ 几年

Li & Paczyński, 1998

Nakar& Piran, 2011

中心并合产物为黑洞的电磁辐射

短时标伽玛暴

短暴的伽玛射线光变曲线2 类伽玛暴：短 / 硬暴 - 长 / 软暴• 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。

Li-Paczynski Nova / Kilonova

Metzger et al. (2010)

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

外激波射电余辉

Rosswog, Piran & Nakar (2012), 另见 Nakar & Piran, 2011, Nature

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！

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

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)

硬的物态方程 : 中子星最大质量可达 2.5 M

Lattimer (2012)

并合产物为磁星的证据 I

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

并合产物为磁星的证据 II

Rowlinson et al. (2010) Rowlinson et al. (2013)

GRB 090515

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

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

52 245 0, 32 10rotE erg I P

49 1 2 6 4,0 ,15 6 0, 310sd pL erg s B R P

3 2 6 245 ,15 6 0, 3

0,

~ 10rotsd p

sd

ET s I B R P

L

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)

(Fan, Wu & Wei 2013)

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？

中子星椭率：磁偶极辐射引力波辐射

磁偶极主导：引力波主导：反之

短暴中已存在着引力波辐射的迹象？

来自于毫秒磁星的偶极辐射 (Gao & Fan

2006; Rowlinson et al. 2010; Zhang 2013)?

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)

短暴 GRB130603B 余辉- 磁星与引力波辐射的进一步证据？

(Fan et al. 2013)

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？

喷流 -星际介质激波（短暴余辉）

激波化的星际介质

抛射物

短伽玛暴

射电光学X 射线

X-ray

X-ray

玻印廷流

MNS

后期中心天体活动~ X 射线平台相 & X 射线耀发

磁耗散 X 射线余辉

1000 ~10000 s

8 1 210 ergs cm

中心磁星能量注入的外激波多波段明亮暂现源~ 小时、天、周，甚至年

Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai, 2013

Zhang, 2013

中心并合产物为磁星的电磁辐射

短伽玛暴

“ 光球”辐射明亮光学耀发时标 ~ 几天Yu, Zhang & Gao, 2013

相对论电子对Wang & Dai, 2013


Flu

x (

erg

cm

-2s-

1)

tsdT

8 2 110 erg cm s

Zhang, B., 2013, ApJL, 763,22

1/3F 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。

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.



抛射物

短伽玛暴


X-ray

X-ray

玻印廷流

MNS



1000 ~10000 s

8 1 210 ergs cm



Zhang, 2013


短伽玛暴



14 4~ 10 , ~ 10ejB G M M

sd decT T

X-ray:

Opt:

Radio:

11 2 1~ 10peakF erg cm s

~ 10peakF mJy

7~ 10peakT s

~ 1peakF Jy

4~ ~ 10peak sdT T s

4~ ~ 10peak sdT T s

中心磁星能量注入的外激波

Gao, Ding, Wu, Zhang & Dai 2013

15 4~ 10 , ~ 10ejB G M M

~sd decT T

X-ray:

Opt:

Radio:

3~ ~ 10peak sdT T s


~ 100peakF mJy

7~ 10peakT s

~ 100peakF mJy

3~ ~ 10peak sdT T s



15 3~ 10 , ~ 10ejB G M M

sd decT T

X-ray:

Opt:

Radio:

3~ ~ 10peak sdT T s


~ 10peakF mJy

7~ 10peakT s

~ 1peakF Jy

3~ ~ 10peak sdT T s





抛射物

短伽玛暴


X-ray

X-ray

玻印廷流

MNS



1000 ~10000 s

8 1 210 ergs cm



Zhang, 2013


短伽玛暴



“ 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

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。

For Lx=1e41 erg/s, D=300MpcFx ~ 1e-14 erg/cm^2/s

VLA 射电亮暂现源巡天对事件率的限制

Bower & Sauer. 2011, ApJL, 728, 14

• 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：(1)NS-NS 并合率(2)并合产生大质量磁星的比例

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

Chirp + Ring down黑洞 :

磁星 :

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

黑洞 :

短伽玛暴 : 无 X 射线平台相

无短暴 :

无 X射线辐射

Li-Paczyński 新星

弱射电余辉短伽玛暴 : 存在 X 射线平台相

无短暴 :

X射线辐射

比较亮的光学辐射

比较强的射电余辉

磁星 :

并合后，无延展的引力波辐射

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 ?

观测策略



观测策略

X 射线观测策略

1) 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。

例如 Einterin Probe （ Yuan Weimin ） ISS-Lobster (Gehrels et al. 2012)



观测策略

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？。



观测策略

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？

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。

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。

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。

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

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。

谢谢！

新模型的应用 1

相对论暂现源 PTF11agg 光学、射电辐射

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)

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

新模型的应用 2

短伽玛暴 080503 光学、 X 余辉后期增亮

SGRB 080503 后期增亮：观测

X 射线余辉光学余辉

SGRB 080503 后期增亮解释： Li-Paczynski 模型

Perley et al. 2009, ApJ, 696, 1871

很难解释 X 辐射增亮

Hascoet et al. 2012, A&A, 541, A88

Ek,0 = 7x1050 ergEk,inj = 30 Ek,0 ~ 2x1052 erg ε_e = (ε_B )^0.5ε_B = 5x10−2 , p = 2.5 n = 10-3 cm−3

z = 0.5

SGRB 080503 后期增亮解释：后期能量注入模型

Ding, Gao, Wu, Zhang & Dai 2013, to be submitted

SGRB 080503 后期增亮解释：我们的新模型

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