[論文レビュー] A Unified Picture of Short and Long Gamma-ray Bursts from Compact Binary Mergers

Ore Gottlieb, Brian D. Metzger+8 more|arXiv (Cornell University)|Aug 31, 2023

Gamma-ray bursts and supernovaePhysics and Astronomy被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、短時間・長時間のガンマ爆発（GRBs）をコン pact な二重星合体に統一的に結びつけるフレームワークを提案する。質量の大きな降着円盤（M_d ≳ 0.1 M☉）が、高質量二重星（M_tot ≳ 2.8 M☉）からのブラックホール周囲に形成され、長期間持続するGRB（例：GRB 211211A や GRB 230307A）を駆動する。一方、低質量二重星（M_tot ≲ 2.8 M☉）からの超質量中性子星（HMNS）は磁化された噴出流を発生させ、短時間GRBを生成する。このモデルにより、多様なGRB持続時間と二重星合体の物理的メカニズムが統合的に説明される。

ABSTRACT

The recent detections of the $\sim10$-s long $γ$-ray bursts (GRBs) 211211A and 230307A followed by softer temporally extended emission (EE) and kilonovae, point to a new GRB class. Using state-of-the-art first-principles simulations, we introduce a unifying theoretical framework that connects binary neutron star (BNS) and black hole-NS (BH-NS) merger populations with the fundamental physics governing compact-binary GRBs (cbGRBs). For binaries with large total masses $M_{ m tot}\gtrsim2.8\,M_\odot$, the compact remnant created by the merger promptly collapses into a BH, surrounded by an accretion disk. The duration of the pre-magnetically arrested disk (MAD) phase sets the duration of the roughly constant power cbGRB and could be influenced by the disk mass, $M_d$. We show that massive disks ($M_d\gtrsim0.1\,M_\odot$), which form for large binary mass ratio $q\gtrsim1.2$ in BNS or $q\lesssim3$ in BH-NS mergers, inevitably produce 211211A-like long cbGRBs. Once the disk becomes MAD, the jet power drops with the mass accretion rate as $\dot{M}\sim t^{-2}$, naturally establishing the EE decay. Two scenarios are plausible for short cbGRBs. They can be powered by BHs with less massive disks, which form for other $q$ values. Alternatively, for binaries with $M_{ m tot}\lesssim2.8\,M_\odot$, mergers should go through a hypermassive NS (HMNS) phase, as inferred for GW170817. Magnetized outflows from such HMNSs, which typically live for $\lesssim1\,{ m s}$, offer an alternative progenitor for short cbGRBs. The first scenario is challenged by the bimodal GRB duration distribution and the fact that the Galactic BNS population peaks at sufficiently low masses that most mergers should go through a HMNS phase.

研究の動機と目的

• コラプサーに起因しない長期間持続するガンマ爆発（GRBs）の長年の謎を解明すること。特に、10秒程度のGRBに伴うkilonovaが検出されたことを踏まえて。
• コン pact な二重星合体に基づく一貫した理論枠組みの中で、短時間と長時間のGRBの起源を統一すること。
• 観測的制約が矛盾する中で、ブラックホールの降着円盤と超質量中性子星（HMNS）のどちらが短時間GRBの主な前身星であるかを特定すること。
• 異なる物理的メカニズムによって、GRB光曲線の時間的構造（即時放射、静穏期間、拡張放射）を説明すること。
• GRBの二峰性持続時間分布を、二重星質量比と残渣の進化の背後にある物理的メカニズムと一致させること。

提案手法

• ブラックホール-中性子星（BH–NS）および二重中性子星（BNS）系を含む、コン pact な二重星合体の第一原理的磁気流体力学（MHD）シミュレーションを実施。
• 合体後の降着円盤の形成と進化をモデル化し、特に円盤質量（M_d）と磁場構造、特に磁気的に抑制された円盤（MAD）状態に注目。
• 降着率の関数としてジェット出力がどのように変化するかを分析。MAD状態ではジェット出力が Ṁ ∼ t⁻² のように減少し、拡張放射の減衰を駆動する。
• 合体の結果を分類するための主要パラメータとして、二重星質量比（q）と全質量（M_tot）を用い、即時ブラックホール形成（M_tot ≳ 2.8 M☉）と超質量中性子星（HMNS）形成（M_tot ≲ 2.8 M☉）を区別。
• BH-円盤モデルとHMNS-ジェットモデルの理論的光曲線を、観測されたGRB 211211AおよびGRB 230307Aの光曲線（前駆けフレアや静穏期間を含む）と比較。
• kilonova観測、電波後光、および銀河系内BNS系の質量分布からの制約を用いて、異なる前身星シナリオの妥当性を評価。

Figure 1: The jet power evolution of post-merger accretion disks for varying levels of magnetic flux ranging from non-MAD to MAD. Dark gray lines show the post-merger mass accretion rate evolution (right vertical axis) obtained for 4 BH–NS merger simulations (Gottlieb et al., 2023b ) and the 5 BNS m

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 コン pact な二重星合体において、長期間持続するGRB（T90 ≈ 10 s）に加え、拡張放射とkilonovaを伴う物理的メカニズムは何か？
• RQ2 両方とも二重星合体に起因するにもかかわらず、なぜ一部のコン pact な二重星合体は短時間GRB（T90 ≲ 1 s）を生成し、他のものは長時間GRBを生成するのか？
• RQ3 GRBの二峰性持続時間分布は、特定の前身星チャネル（BH-円盤系対HMNS）によって説明可能か？
• RQ4 二重星系の質量比（q）と全質量（M_tot）は、どのようにして質量の大きな円盤または超質量中性子星の形成を決定づけるか？
• RQ5 GRB 211211AおよびGRB 230307Aにおける即時放射と拡張放射の間の静穏期間は、どのように説明可能か？また、これは前身星の進化とどのように関係するか？

主な発見

• 高質量二重星合体（M_tot ≳ 2.8 M☉、BNSでは q ≳ 1.2、BH–NSでは q ≲ 3）から形成される質量の大きな円盤（M_d ≳ 0.1 M☉）は、GRB 211211A や GRB 230307A に類似した長期間持続するGRBを必然的に生成する。
• 長時間GRBにおける拡張放射（EE）の減衰は、磁気的に抑制された円盤（MAD）状態における降着率に起因し、t⁻² のべき乗則に従う。これは観測と整合的である。
• 短時間GRBは、超質量中性子星（HMNS）からの磁化された噴出流によって駆動されており、HMNSは ≲1 s の寿命を持つ。このメカニズムにより、短い持続時間と即時放射と拡張放射の間の静穏期間が説明可能である。
• 低円盤質量（M_d ≲ 10⁻² M☉）のBH-円盤系は、通常の短時間GRBを生成可能だが、二峰性持続時間分布と銀河系BNS系の質量分布からの制約により、このシナリオは疑わしい。
• 銀河系内BNS系の質量分布は M_tot ≲ 2.75 M☉ でピークを示しており、これは大多数のBNS合体が即時ブラックホールではなくHMNSを形成することを示唆する。このため、HMNSが短時間GRBの主な前身星である可能性が高まる。
• 短時間GRBに二つの明確なサブクラスが存在しないことは、HMNS駆動ジェットとBH駆動ジェットが物理的に区別できないか、あるいは一方のチャネルが支配的であることを示唆する。現在の証拠は、短時間GRBの主な前身星としてHMNSが優位であると支持している。

Figure 2: The outcomes of compact object mergers and their ability to power various cbGRBs sub-classes as a function of the binary mass ratio (vertical axis) and total mass (horizontal axis). lbGRBs occur in high $\,{M_{\rm tot}}$ and high $q$ BNS mergers that form a massive BH disk of $\,{M_{d}}\si