[論文レビュー] Probing Long Gamma Ray Bursts progenitor mass by Gravitational Waves

Mariafelicia De Laurentis, F. Garufi+2 more|arXiv (Cornell University)|May 30, 2015

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、長期間ガンマ線バースト（LGRB）の前身星質量を、重力波（GW）エネルギー放射を用いて推定する新規手法を提案する。この手法は、前身星の崩壊と残渣放射から生じる等方的GRBエネルギー $E_{\text{iso}}^{\text{GRB}}$ とGWエネルギー $E_{\text{iso}}^{\text{GW}}$ を組み合わせるものである。前身星と残渣（NS/BH）からのGW放射をモデル化し、237個のLGRBに対してハイブリッドモンテカルロ手順を適用することで、一貫性のある前身星質量（24–39 $M_\odot$）、残渣質量（2–7 $M_\odot$）、およびGW周波数（250–500 Hz）が得られた。特にGRB 060218のモデル3は、観測的制約と一致が良く、アドバンスドGW検出器での検出可能性を満たしている。

ABSTRACT

In this work we present a procedure to infer the mass of progenitors and remnants of Gamma Ray Bursts (GRB), starting from the observed energy $E_{iso}^{GRB}$ emitted isotropically and considering the associated emission of Gravitational Waves (GW) $ E_{iso}^{GW}$ in the different phases. We assume that the GW energy of the progenitor $E_{PROG}^{GW}$ is emitted partially during a star collapse, and the residual energy is related to the GW energy emitted by the remnant. We take a sample of $237$ Long GRB, and use an hybrid Montecarlo procedure to explore, for each of them, a region of possible solutions of $ E_{iso}^{GW}$ as a function of the masses, radii, oblateness, rotation frequencies of progenitor and remnant and the fraction of energy $k$ emitted as GW by the GRB. We discriminate between a Neutron Star (NS) or Black Hole (BH) for the remnant and obtain interesting values for the GW emitted by the remnant NS or BH, for the conversion factor $k$ of and for the masses and radii of GRB progenitor stars. We also obtain remnant populations with mean masses, mean GW frequencies and GRB frequency of GW emission in agreement with the most accepted models.

研究の動機と目的

• 長期間ガンマ線バースト（LGRB）の前身星質量を、重力波（GW）放射を用いて推定する手法を開発すること。
• コア崩壊および残渣形成中に放出されるGWエネルギーとGRBの等方的エネルギーの関係を明らかにすること。
• GW放射と検出器の感度曲線を比較することで、中性子星（NS）とブラックホール（BH）のどちらの残渣がより妥当かを判別すること。
• 前身星質量、半径、回転周波数、扁平度、およびGWエネルギー変換係数 $k$ といった主要パラメータを制約すること。
• 現在および将来のGW検出器での検出可能性を評価するため、2つのよく研究されたGRB（030329および060218）を用いてモデルを検証すること。

提案手法

• 等方的GRBエネルギー $E_{\text{iso}}^{\text{GRB}}$ の一部が重力波エネルギー $E_{\text{iso}}^{\text{GW}}$ に変換されると仮定する。
• 全GWエネルギーを $E_{\text{PROG}}^{\text{GW}} = E_{\text{iso}}^{\text{GW}} + E_{\text{RMN}}^{\text{GW}}$ とモデル化し、ここで $E_{\text{RMN}}^{\text{GW}}$ は残渣（NSまたはBH）からのGW放射を表す。
• 前身星および残渣の質量、半径、回転周波数、扁平度、および $k$ のパラメータ空間を探索するためにハイブリッドモンテカルロ手順を適用する。
• LIGO、VIRGO、およびエインシュタイン・テレスコープ（ET）の感度曲線と比較可能な次元なしGW振幅 $h_0$ を用いる。
• 物理的制約を課す：前身星質量は $10M_\odot \leq M \leq 60M_\odot$ とし、低金属量環境におけるWolf-Rayet星（$C/O \leq 1$）を想定する。
• SN 2006ajとの関連および前身星半径の制約を用いて、GRB 030329およびGRB 060218の両者に対してモデルをテストし、結果の妥当性を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長期間ガンマ線バーストの前身星質量は、崩壊段階における重力波エネルギー放射を用いて制約可能か？
• RQ2 LGRBの前身星における重力波エネルギー変換係数 $k$ の可能な値の範囲は何か？
• RQ3 前身星および残渣のパラメータ（質量、半径、回転周波数、扁平度）は、観測されたGRBの等方的エネルギーとどのように相関するか？
• RQ4 観測されたGW放射と検出器の感度と整合性の高いのは、中性子星（NS）かブラックホール（BH）のどちらの残渣か？
• RQ5 GW検出可能性を用いて、GRB 060218およびGRB 030329の妥当な物理的状況をモデルが区別できるか？

主な発見

• GRB 030329では、モデル1において前身星質量は $39 \pm 10\,M_\odot$、残渣質量は $2 \pm 0.8\,M_\odot$、GW放射周波数は507 Hzと推定された。
• GRB 060218では、モデル1において前身星質量は $27 \pm 8\,M_\odot$、残渣質量は $2 \pm 0.5\,M_\odot$、GW周波数は514 Hzと推定された。
• ほとんどのモデルではエネルギー変換係数 $k$ が $5 \times 10^{-6}$ と一貫して推定されたが、GRB 060218のモデル3では $k = 56 \times 10^{-6}$ とやや高めに推定された。
• GRB 060218のモデル3は、検出可能性の観点で優位である：予測されたGW振幅 $h_{\text{iso}}$ がアドバンスドGW検出器の感度曲線を上回ったのに対し、他のモデルでは上回らなかった。
• 前身星の扁平度 $\epsilon_{\text{PRG}}$ は0.07から0.15の範囲にあり、残渣の扁平度 $\epsilon_{\text{Remn}}$ は $3 \times 10^{-7}$ から $2 \times 10^{-5}$ の範囲にあり、顕著な変形が示唆された。
• 本研究では、残渣からのGW放射が全 $E_{\text{PROG}}^{\text{GW}}$ に顕著な寄与をしていることが判明し、エネルギー予算に $E_{\text{RMN}}^{\text{GW}}$ を含めることが正当化された。