[논문 리뷰] The optical afterglow of the short gamma-ray burst associated with GW170817

J. Lyman, Gavin P. Lamb외 34명|arXiv (Cornell University)|2018. 01. 08.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 69인용 수 26

한 줄 요약

이 논문은 GW170817의 늦은 시기 광학 및 근적외선 관측을 제시하며, 킬로노바 모델과 일치하지 않는 밝고 파란 후광이 있음을 밝혀낸다. 이 발광은 축방향에서 벗어난 구조가 있는 상대론적 제트에 의해 가장 잘 설명되며, 가우시안 제트 모델이 다중 파장 빛의 변화 곡선을 잘 맞추고 있으며 약 260일에 피크에 도달할 것으로 예측한다. 향후 전파 관측은 복사 제트의 볼록형 모양을 약 2년 후에 감지할 수 있다.

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.

연구 동기 및 목표

• GW170817의 늦은 시기 후광 발광의 기원을 밝히는 것. 이는 표준 킬로노바 모델의 예측과 모순된다.
• 합성된 밝고 파란 광학 발광이 110일 후에 관측된 것이 상대론적 제트의 영향인지, 아니면 제트-배출 물질 상호작용으로 생긴 코코넛의 영향인지 판단하는 것.
• 다중 파장 빛의 변화 곡선 데이터를 이용해 제트의 구조와 관측 각도를 제약 조건을 설정하는 것, 특히 늦은 시기 HST 관측을 중심으로 한다.
• 관측된 복사 밀도 변화가 가우시안 구조가 있는 상대론적 제트 모델과 일치하는지, 또는 다른 제트/코코넛 구성과 일치하는지 테스트하는 것.
• 후광의 향후 진화를 예측하고, 복사 제트의 볼록형 모양과 같은 관측적 징후를 식별하여 경쟁하는 모델들을 구분하는 것.

제안 방법

• 합성된 후광를 탐지하거나 상한선을 설정하기 위해, 병합 후 110일의 복귀 기준 일수에 해당하는 깊은 허블 우주 망원경(HST) 관측을 광학(F606W, F814W) 및 적외선(F140W, F160W) 필터에서 수행하였다.
• HST 이미지의 천문학적 정렬을 병합 위치에 맞추고, 각 필터에서의 밝기 측정을 위해 광학적 측정을 수행하였으며, 광학 대역에서 유의미한 탐지가 있었고, 적외선에서는 상한선이 설정되었다.
• 관측된 광학 및 적외선 빛의 변화 곡선을 킬로노바 모델의 예측과 비교하였으며, 늦은 시기 발광이 너무 밝고 파랗기 때문에 표준 란타니드 풍부 또는 느린 감쇠 킬로노바 시나리오로는 설명될 수 없음을 확인하였다.
• 마르코프 체인 몬테카를로(MCMC) 기법을 사용하여 X선, 전파, 광학의 다중 파장 후광 빛의 변화 곡선을 가우시안 구조가 있는 상대론적 제트 모델에 적합시켜 핵심 매개변수를 추정하였다.
• 후기 시기 복사 밀도 감쇠를 모델링하기 위해 Blandford-McKee 및 Sedov-Taylor 해법을 사용하였으며, 상대론적 동역학에서 비상대론적 동역학으로의 전이와 약 2년 후에 복사 제트가 가시화될 수 있음을 예측하였다.
• 기본적으로 군집에 의한 오염 가능성은 M87의 군집와 비교하여 평가하였으며, 잠재적 오염원으로서의 군집과의 색-등급도가 다를 뿐 아니라, 잠재적 잔여물이 더 파랗고 뚜렷하게 다를 것으로 확인되었다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 왜 GW170817의 후광은 현재 킬로노바 모델이 예측하는 것보다 110일에 더 밝고 더 파랗게 나타나는가?
• RQ2 GW170817의 늦은 시기 광학 발광은 축방향에서 벗어난 구조가 있는 상대론적 제트에 의해 더 잘 설명되는가, 아니면 제트-배출 물질 상호작용으로 생긴 코코넛에 의해 더 잘 설명되는가?
• RQ3 발광 제트의 핵심 물리적 매개변수(예: 제트 코어의 상대론적 속도 요소, 개구각, 환경 밀도)는 무엇이며, 데이터로 얼마나 잘 제약 조건이 설정되는가?
• RQ4 후광의 피크는 언제 도래할 것이며, 횡방향 팽창 또는 가장자리 밝기 효과는 축방향에서 관측하는 관점에서 피크 시점과 밝기에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 향후 전파 관측을 통해 약 2년 후에 복사 제트의 볼록형 모양을 감지할 수 있을까? 이는 제트 모델과 코코넛 모델을 명확히 구분하는 결정적 테스트가 될 수 있다.

주요 결과

• 110일 후 병합 시점에 HST 관측에서 광학 F606W 및 F814W 필터에서 발광이 탐지되었으며, 예상보다 더 파란 색(≤ 1.5 mag)을 보였다. 이는 킬로노바 모델의 예측과 다를 뿐 아니라, 기대되는 것보다 더 밝았다.
• 근적외선 F140W 및 F160W 필터에서는 유의미한 탐지가 없었으며, 이에 상한선이 설정되었다.
• 관측된 발광은 표준 킬로노바 모델과 일치하지 않으며, 이는 이 시점에서 30 mag 이하의 빛의 세기와 더 진한 색을 예측하기 때문이다. 이는 주로 킬로노바 기여가 없음을 배제한다.
• 데이터는 구조가 있는 상대론적 제트 모델, 특히 가우시안 프로파일을 가진 제트에 의해 가장 잘 설명된다. 관측자는 θ_obs = 29.5°의 기울기로, 축방향에서 벗어난 제트를 향해 관측하고 있다.
• MCMC로 적합된 가우시안 제트 모델은 핵심 상대론적 속도 요소 Γ₀ = 180.1⁺⁸⁰.¹₋₈₂.₇, 등가 동역학 에너지 E₀ = 1.26⁺³.⁷⁵₋₁.₀₁ × 10⁵² erg, 제트 코어 개구각 θ₀ = 5.5°⁺¹.₆₋₁.₆를 제공한다.
• 모델은 주어진 관측 각도에서 약 260일에 피크 밝기를 예측하며, 제트 전환 이전에는 복사 밀도 감쇠가 ∝ t⁻¹.⁶로 나타나고, 비상대론적 단계에서는 ∝ t⁻¹.¹로 전이된다. 또한 약 2년 후에 전파에서 복사 제트의 볼록형 모양이 감지될 수 있다.