[論文レビュー] The optical afterglow of the short gamma-ray burst associated with GW170817

J. Lyman, Gavin P. Lamb+34 more|arXiv (Cornell University)|Jan 8, 2018

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 69被引用数 26

ひとこと要約

本論文は、GW170817の遅発的光学および近赤外線観測を提示し、標準のキリノバモデルとは整合しない明るく青い後光を明らかにした。この放射は、軸外に観測された構造化された相対論的ジェットによって最もよく説明され、ガウス型ジェットモデルは多波長光曲線に適合し、約260日頃のピークを予測する。今後の電波観測により、合体後約2年頃にコントラジェットの隆起が検出される可能性がある。

ABSTRACT

The binary neutron star merger GW170817 was the first multi-messenger event observed in both gravitational and electromagnetic waves. The electromagnetic signal began approximately 2 seconds post-merger with a weak, short burst of gamma-rays, which was followed over the next hours and days by the ultraviolet, optical and near-infrared emission from a radioactively- powered kilonova. Later, non-thermal rising X-ray and radio emission was observed. The low luminosity of the gamma-rays and the rising non-thermal flux from the source at late times could indicate that we are outside the opening angle of the beamed relativistic jet. Alternatively, the emission could be arising from a cocoon of material formed from the interaction between a jet and the merger ejecta. Here we present late-time optical detections and deep near-infrared limits on the emission from GW170817 at 110 days post-merger. Our new observations are at odds with expectations of late-time emission from kilonova models, being too bright and blue. Instead, the emission arises from the interaction between the relativistic ejecta of GW170817 and the interstellar medium. We show that this emission matches the expectations of a Gaussian structured relativistic jet, which would have launched a high luminosity short GRB to an aligned observer. However, other jet structure or cocoon models can also match current data - the future evolution of the afterglow will directly distinguish the origin of the emission.

研究の動機と目的

• GW170817の遅発的後光放射の起源を解明すること。これは、標準的なキリノバモデルの予測と矛盾する。
• 合体後110日目に観測された明るく青い光学放射が、相対論的ジェット由来か、ジェット噴出物と相互作用する物質のココーン由来かを特定すること。
• 多波長光曲線データ、特に遅発的HST観測を用いてジェット構造と観測角を制約すること。
• 観測された放射度の時間的変化が、ガウス型構造化ジェットモデルか、他のジェット／ココーン構成と整合するかを検証すること。
• 後光の今後の進化を予測し、コントラジェット隆起のような観測的特徴——ジェットとココーンモデルを明確に区別する可能性がある——を同定すること。

提案手法

• 合体後110日目の静止フレームで、光学（F606W、F814W）および近赤外（F140W、F160W）フィルターを用いたハッブル宇宙望遠鏡（HST）の深紫外観測を実施し、一時的放射の検出または上限値を求める。
• HST画像を合体位置に正確にアストロメトリックに整列させ、各フィルターでの光度測定を実施。光学バンドでは顕著な検出が得られ、近赤外では上限値が得られた。
• 観測された光学および近赤外光曲線をキリノバモデルの予測と比較したところ、遅発的放射が予想よりも明るく青く、標準のランタニド豊富型または遅く減衰するキリノバのシナリオでは説明できないことが判明した。
• マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を用いて、X線、電波、光学の多波長後光光曲線をガウス型構造化相対論的ジェットモデルにフィットさせ、主要パラメータを推定した。
• 遅発的放射度の減衰を、Blandford-McKeeおよびSedov-Taylor解を用いてモデル化し、相対論的から非相対論的力学への遷移と、合体後約2年頃にコントラジェットが可視化される可能性を予測した。
• 背景の球状銀河団による汚染の可能性を検討し、M87の球状銀河団の色-等級図と比較した結果、一時的放射はより青く、特徴的に異なることが判明した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜGW170817の後光は、現在のキリノバモデルの予測よりも110日目に著しく明るく青いのか？
• RQ2 GW170817の遅発的光学放射は、軸外に観測された構造化された相対論的ジェットか、ジェット噴出物と相互作用する物質のココーン由来か、どちらがより適切な説明か？
• RQ3 発光ジェットの主な物理的パラメータ（例：ジェットコアのローレンツ因子、開口角、周囲密度）は何か？また、データがそれらをどの程度正確に制約できるか？
• RQ4 後光はいつピークに達するのか？また、横方向の拡張や縁部の明るさの増加は、軸外観測者にとってピーク時刻と放射度にどのように影響を与えるか？
• RQ5 今後の電波観測で、合体後約2年頃にコントラジェット隆起を検出できるか？これはジェットモデルとココーンモデルを明確に区別する決定的テストとなる。

主な発見

• 合体後110日目のHST観測で、合体位置に光学フィルターF606WおよびF814Wで放射が検出された。色は、M_F606W,AB - M_F160W,AB ≤ 1.5 mag と、キリノバモデルの予測よりも青く、予想外の色であった。
• 近赤外フィルターF140WおよびF160Wでは顕著な検出は得られず、これらの波長での放射度に上限値が設定された。
• 観測された放射は、標準キリノバモデルとは整合せず、この時期に30等級未満の光度と赤い色を予測するが、実際にはそれより明るく青い放射が観測された。これは、主にキリノバ寄与が支配的でないことを示唆する。
• データは、観測者が軸外に位置するガウス型プロファイルの構造化された相対論的ジェットによって最もよく説明される。観測角はθ_obs = 29.5°であり、これは軸外に観測されたジェットと整合する。
• MCMCでフィットされたガウス型ジェットモデルでは、コアのローレンツ因子Γ₀ = 180.1⁺⁸⁰.¹₋₈₂.₇、等方的エネルギーE₀ = 1.26⁺³.⁷⁵₋₁.₀₁ × 10⁵² erg、ジェットコアの開口角θ₀ = 5.5°⁺¹.₆₋₁.₆が得られた。
• モデルは、観測角に応じて約260日頃にピーク放射度に達すると予測され、ジェットブレイク以前は放射度が∝ t⁻¹.⁶で減少し、非相対論的段階では∝ t⁻¹.¹に変化する。また、合体後約2年頃に電波でコントラジェット隆起が検出可能である可能性がある。