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1、AAA-001V0.1 2015/11/25 引力波暂现源的电磁对应 体的探测 爱因斯坦探针科学论证报告 高鹤 ,范锡龙 ,吴雪峰 ,孙惠 ,张冰 ,范一中 , 李立新 ,赵文 ,刘富坤 ,袁业 飞,IkSiongHeng,胡一鸣，袁为民 北京师范大学 ,湖北第二师范学院,紫金山 天文台 ,北京大学 ,中国科学技术大学,美 国内华达大学拉斯维加斯分校,格拉斯哥 大学 ,马克斯普朗克研究所,国台 AAA-001V0.1 2015/11/25 1 总结摘要（ executive summary） Advanced LIGO 对来自双黑洞并合事件GW150914的探测，标志着人类首 次实现了引力波信
2、号的直接探测，开启了引力波天文学的新时代。随着 Advanced LIGO 的继续运行以及Advanced Virgo、LIGO-India 等探测器的 陆续加入，将有越来越多的引力波信号被探测到。探测引力波源的电磁对 应体将极大的丰富引力波天文学的科学内容，人类将进入全新的多信使天 文时代 ，例如：提高引力波源及其宿主星系空间位置精度估计，确定引力 波源的红移、破除引力波模型中的简并参数，确定引力波暂现源前身天体 的物理环境以及其产生的物理机制，测量宇宙学参数等等。由于引力波探 测器的定位能力较差（Advanced LIGO10几百平方度），探测引力波 暂现源电磁对应体对大视场高能观测设备提
3、出了迫切需求。爱因斯坦探针 具有大视场、高灵敏度、全天观测、快速指向能力和数据下传等方面的优 势，特别是其大视场和高灵敏度，为引力波暂现源电磁对应体的探测提供 了一个理想的观测平台。爱因斯坦探针的成功运行，将促进引力波天文学 和引力波宇宙学的发展，并且使我国在引力波源的电磁波对应体研究方面 处于国际领先的地位。 AAA-001V0.1 2015/11/25 2 1. 简介 (一)引力波的探测 根据爱因斯坦1915 年提出的广义相对论（ Einstein1916），引力可以 等效成时空曲率。建立在四维时空的黎曼（Riemann）几何学的基础上， 广义相对论将引力的效应描述成时空曲率与物质的能量动
4、量之间的联系， 即：时空告诉物质如何运动，物质告诉时空如何弯曲。这一理论预言质量 分布的变化将引起时空曲率的改变，这种时空的扰动会以波动的形式自由 传播，即引力波，其传播速度为光速。我们可以形象地称之为时空的“ 涟 漪” （ripples）。 引力波存在的间接证据在上世纪七八十年代由美国物理学家泰勒（J. Taylor）和休尔斯（ R. Hulse）对脉冲双星公转轨道的衰减的射电观测发现 (Hulse Taylor Zhao et al. 2011) 。其基本思想如下： 从双星系统辐射的引力波的振幅和相位数据中，可以独立地估计该引力波 源的光度距离。需要指出的是，这种确定距离的方法成功地避免了
5、普通的 天文学测距中存在的“ 宇宙阶梯距离 ” 带来的不确定性 ，从而大大减小了其 带来的系统误差。如果成功观测到引力波源的电磁对应体，将使其宿主星 系的红移测量成为可能，从而得到全新的 宇宙学距离红移关系的测量。 天文学发展至今，电磁波段是发展最完善、理论研究最透彻的观测窗 口，也是现有探测手段与探测仪器最丰富的窗口。无论是要证认引力波源 的天体物理起源，还是对其物理性质开展进一步的研究，都需要通过对引 力波源伴随产生的电磁信号的联合探测来完成。因此，从引力波天文学的 角度上讲，引力波事件电磁对应体的观测研究的意义可相比于引力波信号 的直接探测。 (三)待解决的科学问题 AAA-001V0.
6、1 2015/11/25 5 （1）引力波暂现源来自何方？什么天体？ （2）是否存在引力波暂现源的电磁波对应体？其电磁辐射特性是什么？ （3）电磁波对应体如何帮助我们获得关于引力波源的产生过程及其前身 星的新的认识？ （4）如何利用引力波研究宇宙的几何和动力学？ (四)EP在该领域的探测优势 由于引力波事件电磁对应体探测的意义和价值，近年来，引力波与电 磁波的联合探测受到国际上越来越多的关注。LIGO 和 VIRGO科学组织已 经着手建立与多波段地面和空间望远镜的合作关系来共同开展这一重要方 向的联合研究（ 参见 http:/www.ligo.org/scientists/GWEMalerts
7、.php ）。其 中，最具有科学潜力的是宽视场的监视器类型的巡天设备，如LSST （光 学）和LOFAR （射电）。爱因斯坦探针（EP ）为引力波事件电磁对应体的 探测提供了一个理想的观测平台。由于具有大视场、高灵敏度、工作在高 能 X 射线波段、全天观测、快速后随指向观测能力和数据下传等方面的优 势，EP 卫星具有探测引力波暂现源电磁对应体的巨大潜力。EP 对 X 射线 源可以精确定位到几十角秒或者更好，使得通过多波段后随观测其宿主星 系并测量其红移成为可能。目前国际上在轨运行的X 和伽马射线探测器视 场太小，或者灵敏度较低，或能段偏高，都不适合探测引力波暂现源电磁 对应体 (Chu et
8、al. 2015)。而目前国际上还没有大视场的X射线卫星项目立 项。如果 EP能够在 2020 左右发射运行， EP将加入全球的引力波与电磁波 协调观测研究组织，并将成为这一国际联合体中的一个重量级的设备。可 以预期，通过与国际上的引力波探测器的联合观测，有望获得高回报的科 学成果。 EP将大大促进引力波天文学和引力波宇宙学的发展，并且使我国 在引力波源的电磁波对应体研究方面处于国际领先的地位。 2. 引力波暂现源伴随的电磁波辐射的理论模型预期 目前普遍认为，探测率最高的高频引力波暂现源为双致密星并合，在 此，我们主要论述目前理论上比较成熟的双中子星并合产生的电磁波辐 射。其它高频引力波源也可
9、能伴随EP 能探测到的电磁波辐射，此类未预 AAA-001V0.1 2015/11/25 6 测源的探测将带来更多的科学成果。此外低频引力波源，例如超大质量黑 洞并合也能产生 EP所能探测的电磁波辐射（Tanaka et al. 2010，Shields Gehrels et al. 2005)；第二，李立新与帕钦斯基提出 (Li Gao Fan &Xu 2006)。其次，如果后期产生的坡印廷 流注入到上文提到的抛射物中，一方面将加热并合抛射物，其加热效率远 远大于放射性元素衰变的加热效率，因此前面提到的并合新星将会更亮 （以下称之为 “ 磁星驱动并合新星 ” ），其辐射波段主要集中在紫外波段
10、， 时间同样是天的量级，在光学、X 射线波段也会有较强的信号(Yu et al. 2013)。更为显著的效应是，这一注入将大大增加抛射物的总能量及其运动 速度，使其与星际介质相互作用而产生相对论性激波，并由此产生非常强 的多波段电磁辐射(Gao et al 2013)。其中， X射线峰值强度将出现在几小 时到几天之内 ,其辐射强度可达到10 -9ergs-1cm-2（假设引力波源距离为 300Mpc，下同）光学波段的峰值同样出现在几小时到几天之内，最亮时可 达到 R 波段 11 等；射电辐射峰值时刻出现的较晚，但其亮度远远超过了 上文黑洞情形下的长时标射电辐射。最后，如果后期产生的坡印廷流没有
11、 物质阻挡，经过一定距离的传播，它将通过自身的磁耗散过程直接产生X 射线辐射，其辐射强度可达10 -8ergs-1cm-2，峰值出现在几小时到几天之内 (Zhang 2013) 。 如上所见，根据双中子星并合产生的中心天体不同的演化途径，其所 伴随的电磁辐射性质也有很大的不同。最新的研究表明 (Gao et al. 2015)， 如果河外星系中的双中子星系统质量分布与观测到的银河系内的分布相 同，基于现有的短伽玛射线暴的观测数据，可以预言双中子星并合事件将 有 60%的情况下产生毫秒磁星，而40%的情况下产生黑洞。若该结论正确 的话，双中子星并合所伴随的电磁爆发辐射将会很丰富（多波段）且明 亮
12、，被探测到的可能性极大。 AAA-001V0.1 2015/11/25 9 图三：双中子星并合中心产物为磁星情况下电磁信号成分示意图。图取自Gao et al. (2013). 3. EP探测前景及预期成果 (一)EP对引力波暂现源电磁对应体的探测前景 从现有模型中不难发现，X 射线将是最理想的探测引力波暂现源电磁 对应体辐射的波段。对于双中子星并合事件，在中心天体为长时间存在的 超大质量中子星的情况下，在任何方向的观测者都将会看到较强的X 射线 辐射。如果中心天体为黑洞，短伽马射线暴的X 射线余辉辐射也有可能被 捕捉到。 一般来说，对引力波暂现源电磁对应体的探测有两个策略：1）在引 力波信号
13、触发地面探测器后，电磁波段望远镜（如X 射线卫星）快速对准 引力波源方向并在引力波探测器给出的位置误差范围内进行快速搜索，以 期捕捉到电磁对应体。由于第二代引力波探测器的定位精度只有几十到几 百平方度，最理想的要求是电磁波望远镜具有相匹配的瞬时视场。EP 的 3600 平方度的大视场完全满足这一要求。2）利用大视场望远镜，在大的 天区范围内与引力波探测器（可探测全天各个方向）进行联合监测，实时 探测与引力波事件同时（或准同时）发生的暂现源。如果暂现源落在引力 波源的位置误差范围内，则作为引力波暂现源电磁对应体的候选体。对于 AAA-001V0.1 2015/11/25 10 没有被探测器在轨触
14、发的较弱的暂现源，也可以通过后期数据处理并与引 力波事件的比对来发现。这种模式下，探测到电磁对应体的概率正比于望 远镜的瞬时视场的大小。EP 的视场为全天1/11，因此引力波事件落入EP 视场的概率为1/11。对 EP 而言，以上两种观测策略都可以同时开展。但 考虑到EP 卫星数据上传一般可能有几个小时的延迟，后者做出发现的可 能性更大。 由此可见，一个大视场、高灵敏度的X 射线卫星将是探测引力波暂现 源电磁对应体的最佳设备，具有很大的探测概率。一旦探测到与引力波事 件伴随的 X 射线信号，将能确认引力波的探测结果，并为引力波源准确定 位，使得进一步开展多波段的跟踪观测及红移测量成为可能，实现
15、对这一 天体物理现象的多窗口多波段联合探测。此外，EP卫星上配置的跟踪观测 X射线望远镜（ FXT ）也可以快速地开展自主的X射线跟踪观测。 (二)预期成果及科学意义 利用 EP 实现引力波信号与电磁信号的联合探测，其意义无疑是巨大 的。从天体物理方面来讲：1）通过电磁波与引力波的联合探测（即使没 有探测到任何引力波暂现源电磁对应体），并利用观测到的X 射线信号及 其他可能观测到的多波段信息，我们可以确定中心天体的演化途径，进而 对双中子星质量分布，高压高密情况下的物态方程等获得更深刻的理解； 2）如果并合产物确定为中子星，我们可以充分利用电磁辐射的流量值推 算出该中子星的磁场与自转周期，可以
16、对中子星表面磁场放大机制、自转 能损耗机制等开展深入研究；3）通过研究观测到的X 射线信号，可以得 到并合抛射物的质量等信息，并通过与数值模拟结果的对比，对相关的引 力理论进行限制；4）通过比对引力波暂现源电磁对应体的辐射特征与短 伽马射线暴的余辉特征，进而证实或证伪短伽马射线暴双中子星并合起源 理论。 在引力波宇宙学方面，随着双中子星并合引力波与电磁信号源联合探 测的样本累积，可以通过独立测量的红移-距离关系来研究宇宙的膨胀行 为。aLGIO和 AdV 预期将探测到几百Mpc 内双中子星并合事件并测量光度 距离。如果其中一部分的事件能探测到电磁波对应体并测量其宿主星系的 红移，按照目前的理论
17、估计，如果有30 个左右的联合探测事件，就能将 AAA-001V0.1 2015/11/25 11 哈勃常数限制到到 1%的精度(Nissanke et al. 2013)。这个精度的实现取决 于能否有如此多的联合观测事件发生，以及快速准确定位引力波的电磁对 应体及其宿主星系。为了克服引力波定位误差比较大带来的精确定位宿主 星系的困难，可以利用引力波源（及其电磁对应体）的一些候选宿主星系 的红移分布信息， 50 个第二代引力波探测器时代的中子星中子星并合暂 现源也能限制哈勃常数到10% 的精度 (Del Pozzo et al. 2014) 。 长远来看，这一新的宇宙学探测方法有着巨大的运用前
18、景。以建议中 的爱因斯坦望远镜（Einstein Telescope ）为代表的第三代引力波探测器， 预计能探测红移2 以上的双中子星并合引力波（每年能够探测到的引力波 源数量将达到百万的量级），将在真正意义上开展引力波天文学研究。该 方法甚至可以用来限制暗能量的状态方程(Zhao et al. 2011)，根据弱引力透 镜 对 引 力波 源 的 放大 效 应 来 区 分 暗 能 量与 修 改 引力 模 型 等 (Camera &Nishizawa 2013)。研究表明，用引力波标准铃声的方法来研究暗能量，在 未来十几年之内完全可以达到甚至超过同时期的其它方法（例如SNIa ， BAO，Wea
19、k Lensing 等）。例如，可以使得暗能量的状态参数的不确定度 小于 5%的水平(Zhao et al. 2011) 。 4. 结论 对引力波暂现源的电磁对应体的探测具有重要的科学意义，将开辟引 力波天文学和多信使天文学的新时代。EP 的大视场、高灵敏度、观 测能段和灵活的观测模式为引力波暂现源电磁对应体的探测提供了一 个理想的观测平台，预期将成为国际上该领域最为强大的观测设备之 一。 让我们用一段关于EP 与第二代引力波探测器同时运行的畅想来结束 我们的报告。设想在2020 年左右，第二代引力波探测器能够探测几百 Mpc 以内的双中子星并合引力波，届时EP 也已经发射运行。预期会出现 两
20、种情形： 情形一：某一时刻引力波探测器被触发，EP的视场恰好覆盖了引力波 信号发生的天区，并且探测到了一个X射线暂现源。 EP对 X 射线源进行了 快速准确的定位，并将位置信息发给其它光学和射电等多波段望远镜。预 期的多波段电磁信号相继被探测到，引力波数据也证实了磁星是并后的中 AAA-001V0.1 2015/11/25 12 心天体。结合探测到的引力波与电磁信号，对双中子星并合事件相关的物 理参数，如双中子星质量，抛射物质量，磁星自转周期，磁星表面磁场， 高压高密情况下的物态方程等等给出很好的限制。随着样本的积累，引力 波宇宙学（哈勃常数测量）等新兴学科得到突破性发展。 情形二：某一时刻引
21、力波探测器被触发，EP的视场恰好覆盖了引力波 信号的误差范围，但是并没有X 射线信号被探测到。这意味着中心天体很 可能不是磁星，后期的引力波数据或许有能力进一步证实中心产物为黑 洞。极深的光学观测和射电观测或许（很小可能）可以看到一个非常暗弱 的电磁信号，尤其是在射电波段要经过多年的观测才能够判断出所观测到 的信号究竟是否为引力波伴随的瞬变源。如果多次（甚至每次）观测都是 如此，将可以基本排除磁星作为中心天体的可能性，进而对高压高密情况 下的物态方程进行限制。故事可能不如情形一精彩，但是仍然可以得出非 常重要的科学结论。 综上所述，在引力波天文学早期发现的时代，EP如果能够成功运行， 将做出重
22、要的、甚至是突破性的贡献，对许多未知的天体物理问题给出前 所未有的启示。 EP将促进引力波天文学的发展，并且使我国在引力波暂现 源的电磁波对应体研究领域处于国际领先地位。 5. 参考文献 Aasi, J., Abadie, J., Abbott, B. P. et al., 2013, arXiv:1304.0670 Abadie, J., Abbott, B.P., Abbott, R., et al., 2010, Classical and Quantum Gravity, 27, 173001 Abadie, J., Abbott, B. P., Abbott, T D. et al.
23、, 2012, APJ, 755, 2 Abbott, B. P., Abbott, R., Adhikari, R., et al., 2009, Reports on Progress in Physics, 72, 076901 Abbott, B., Abbott, R., Adhikari, R., et al., 2008, ApJ, 681, 1419 Abbott, B., Abbott, R., Adhikari, R., et al., 2008(b), ApJ, 683, 45 Abbott, B., Abbott, R., Adhikari, R.,et al. 201
24、6, PRL, 116, 061102 Acernese, F., Alshourbagy, M., Amico, P., et al., 2008, Classical and AAA-001V0.1 2015/11/25 13 Quantum Gravity, 25, 114045 Berger, E., Kulkarni, S. R., Fox, D. B., et al., 2005, ApJ, 634, 501 Camera, S., &Nishizawa, A., 2013, PRL, 110, 1103 Chu, Q., Howell, E.J., Rowlinson, A.,
25、et al., 2015, arXiv:1509.06876 Cutler,C., Thorne,K., Proceedings of the 16th International Conference on General Relativity and Gravitation, edited by N.T Bishop and S. N. MaharajM. Singapore: World Scientific,2002. P. 72 Dai, Z. G., Wang, X. Y., Wu, X. F., & Zhang, B., 2006, Science, 311, 1127 Del
26、Pozzo, W., Grover, K., Mandel, I., 2014, Classical and Quantum Gravity, 31, 5006 Einstein, A., PreussAkadWiss Berlin, Sitzungsberichte der PhysikalischmathematischenKlasse. 1916, 688 Fan, Y.-Z., &Xu, D., 2006, MNRAS, 372, L19 Fan, X. L., Messenger, C., Heng, I. S., 2014, ApJ, 795, 43 Fan, X. L., Mes
27、senger, C., Heng, I. S., 2015, Astrophys Space ScProc, 40, 35 Fan, X. L., & Hendry, M., 2015, arXiv: 1509.06022 Gao, H., Zhang, B., &Lv, H. J., 2015, PRD in press, arXiv: 1511.00753 Gao, W. H., & Fan, Y. Z. 2006, ChJAA, 6, 513 Gao, H., Ding, X., Wu, X.-F., et al., 2013, ApJ, 771, 86 Gehrels, N., Sar
28、azin, C. L., O Brien, P. T., et al., 2005, Nature, 437, 851 Hotokezaka, K., Kiuchi, K., Kyutoku, K., et al., 2013, PRD, 87, 024001 Hulse, R. A., &Taylor, J. H., 1975, ApJ, 201, L55. Lasky, P., Haskell, B., Ravi, V., et al., 2014, PRD, 89, 7302 Li, L.-X., &Paczy ski, B. 1998, ApJ, 507, L59 Metzger, B
29、.-D., & Berger, E. 2012, ApJ, 746, 48 Nakar, E., &Piran, T. 2011, Nature, 478, 82 Nissanke, S., Holz, D. E., Hughes, S. A., el al., 2010, ApJ, 725, 496 Nissanke, S., Kasliwal, M., &Georgieva,A., 2013, ApJ, 767, 124 Sathyaprakash B. S., &Schutz B. F., 2009, LRR, 12, 2 Schutz, B.F. 1986, Nature, 323,
30、310 AAA-001V0.1 2015/11/25 14 Singer, L. P., Price, L. R., Farr, B., et al., 2014, ApJ,795, 105 Taylor, J. H. & Weisberg, J. M. 1982, ApJ, 253, 908 Weber, J., 1969, PRL, 22(24), 1320 Yu,Y.-W., Zhang, B., &Gao, H., 2013, ApJL, 776, 40 Zhang, B., &Msz ros, P., 2001, ApJ, 552, L35 Zhang, B., 2013, ApJL, 763, 22 Zhao,W., van den Broeck, C., Baskaran, D. et al., 2011, PRD, 83, 023005 Zhu,Z. H., Fujimoto, M. K., &Tatsumi, D., 2001, A&A, 372, 377