[論文レビュー] A large-scale magnetic field produced by a solar-like dynamo in binary neutron star mergers

Kenta Kiuchi, Alexis Reboul-Salze+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 27, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、超高解像度の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを用いて、二重中性子星合体の残骸において、磁気剪断不安定性によって駆動される$α\Omega$ダイナモが大規模磁場を生成できることを示した。得られた磁場は、$\sim 10^{51}$ erg/sの放射率を持つポインティング・フラックス支配の噴流を駆動し、$\sim 0.1M_\odot$の磁場駆動型物質噴出を引き起こす。これは、短時間高エネルギーガンマ線バーストおよび明るいキロノーバのマグネタールシナリオを支持する。

ABSTRACT

The merger of neutron stars drives a relativistic jet which can be observed as a short gamma-ray burst. A strong large-scale magnetic field is necessary to launch the relativistic jet. However, the magnetohydrodynamical mechanism to build up this magnetic field remains uncertain. Here we show that the $αΩ$ dynamo mechanism driven by the magnetorotational instability builds up the large-scale magnetic field inside the long-lived binary neutron star merger remnant by performing an {\it ab initio} super-high resolution neutrino-radiation magnetohydrodynamics merger simulation in full general relativity. As a result, the magnetic field induces the Poynting-flux dominated relativistic outflow with the luminosity $\sim 10^{51}$\,erg/s and magnetically-driven post-merger mass ejection with the mass $\sim 0.1M_\odot$. Therefore, the magnetar scenario in binary neutron star mergers is possible. These can be the engines of short-hard gamma-ray bursts and very bright kilonovae. Therefore, this scenario is testable in future observation.

研究の動機と目的

• 二重中性子星合体の長寿命残骸において、大規模磁場を生成するメカニズムを特定すること。
• 磁気剪断不安定性によって駆動される$α\Omega$ダイナモが、相対論的ジェットを発射するために必要な強力で整合性のある磁場を生成できるかどうかを調査すること。
• ポインティング・フラックス支配の噴流および磁場駆動型物質噴出のシミュレーションを通じて、二重中性子星合体におけるマグネタールシナリオの妥当性を検証すること。
• 合体残骸の磁場の時間的変化と、短時間高エネルギーガンマ線バーストやキロノーバといった観測的特徴との間の定量的関係を確立すること。

提案手法

• 静的メッシュ細分化を用いた2:1の細分化レベルを有する、完全一般相対論的、第一原理的ニュートリノ放射磁気流体力学シミュレーションを実施。
• 16ドメインの直交座標グリッド構造を採用し、$N=361$を設定することで、最小グリッド解像度$\Delta x_{\rm finest} = 12.5$ mを達成。これは、二重中性子星合体シミュレーションにおいてこれまでで最高の解像度である。
• 中性子星物質の状態方程式にDD2を用い、合計質量$2.7M_\odot$の対称的二重系を設定し、1秒以上生存するハイパーマス中性子星残骸を形成。
• ダイナモ過程の種まきとして、初期に純粋なパロイダル磁場ループ（$B_{0,\mathrm{max}} = 10^{15.5}$ G）を導入。
• 時間経過に伴う電磁エネルギーおよび磁場成分の増大を解析し、起電力と平均磁場の相関関係から$α\Omega$ダイナモ機構を同定。
• バーナウリ基準を用いて噴出物を特定し、バリオン質量保存則の維持を確認することで、シミュレーションの正確性を検証。

Figure 1: Overview of the magnetic field evolution in the binary neutron star merger remnant . (Top) Electromagnetic energy as a function of the post-merger time for the total (solid), the poloidal (dashed), and the toroidal (dotted) components. The purple curves are for the simulation with $\Delta

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁気剪断不安定性によって駆動される$α\Omega$ダイナモ機構は、二重中性子星合体の残骸において大規模磁場を生成できるか？
• RQ2 数値的解像度は、ケルビン＝ヘルムホルツ不安定性および磁気剪断不安定性による磁場増幅に果たす役割は何か？
• RQ3 シミュレートされた磁場増幅は、観測された短時間高エネルギーガンマ線バーストと同等の放射率を持つポインティング・フラックス支配の噴流を生じるか？
• RQ4 磁場駆動型物質噴出は、キロノーバの形成にどの程度寄与するか？
• RQ5 初期磁場強度およびグリッド解像度の変化に対して、観測された磁場増幅および噴流活動は安定しているか？

主な発見

• 合体後1 ms以内に、ケルビン＝ヘルムホルツ不安定性によって電磁エネルギーが指数関数的に増大し、初期磁場強度とは無関係に、グリッド解像度に依存する。
• $t - t_{\mathrm{merger}} \approx 5$ ms では、電磁エネルギーが$\approx 3 \times 10^{50}$ ergに落ち着き、20 ms以降にトロイダル磁場成分が著しく増加する。
• トロイダル磁場は時間の二乗に比例して増大し、一貫性のあるパロイダル磁場による効率的な磁場巻きつきが示され、$α\Omega$ダイナモ作用と整合的である。
• 時間平均された起電力と磁場成分の相関関係から、特に密度$\rho \geq 10^{13}$ g/cm$^3$のコア領域で$α\Omega$ダイナモ機構が明確に確認された。
• 放射率$\sim 10^{51}$ erg/sのポインティング・フラックス支配の噴流が発射され、短時間高エネルギーガンマ線バーストのエンジンと一致する。
• ローレンツ力によって駆動される磁場付き物質噴出（$\sim 0.1M_\odot$）が発生し、噴出物質量および噴流放射率は解像度およびダイナモ活動に強く依存する。

Figure 2: $\alpha\Omega$ dynamo inside the binary neutron star merger remnant. Butterfly diagram at $R=30$ km: (Top-left) Mean toroidal magnetic field $\bar{B}_{\phi}$ . (Top-right) Mean radial magnetic field $\bar{B}_{R}$ . (Bottom-left) Toroidal electromotive force $\bar{\mathcal{E}}_{\phi}$ . (Bo