[論文レビュー] Coalescing Neutron Stars -- a Step Towards Physical Models. I. Hydrodynamic Evolution and Gravitational-Wave Emission

M. Ruffert, H. Th. Janka+1 more|ArXiv.org|Sep 1, 1995

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 26

ひとこと要約

本研究では、直交座標格子上での区分的放物線法を用いて、重力波放射と逆作用を四極子近似により組み込んだ3次元ニュートン流体力学的シミュレーションを、合体する中性子星に対して実施した。主な結果として、ピーク放射率が10^55 erg/sを上回り、1–2 kHzでピークを迎える短時間の強力な重力波パルスが得られ、これは中性子星の有限なサイズと合体のダイナミクスに強く依存しており、系の角運動量に強く依存する。

ABSTRACT

We investigate the dynamics and evolution of coalescing neutron stars. Although the code (Piecewise Parabolic Method) is purely Newtonian, we do include the emission of gravitational waves and their backreaction on the hydrodynamic flow. The properties of neutron star matter are described by the physical equation of state of Lattimer \& Swesty (1991). Energy loss by all types of neutrinos and changes of the electron fraction due to the emission of electron neutrinos and antineutrinos are taken into account by an elaborate ``neutrino leakage scheme''. We simulate the coalescence of two identical, cool neutron stars with a baryonic mass of $\approx\!1.6\,M_\odot$ and a radius of $\approx\!15$~km and with an initial center-to-center distance of 42~km. The initial distributions of density and electron concentration are given from a model of a cold neutron star in hydrostatic equilibrium (central temperature about $8\,{ m MeV}$). We investigate three cases which differ by the initial velocity distribution in the neutron stars, representing different cases of the neutron star spins relative to the direction of the orbital angular momentum vector. Within about 1~ms the neutron stars merge into a rapidly spinning ($P_{ m spin}\approx 1$~ms), high-density body ($ρ\approx 10^{14}$~g/cm$^3$) with a surrounding thick disk of material with densities $ρ\approx 10^{10}-10^{12}$~g/cm$^3$ and orbital velocities of~0.3--0.5~c. In this work we evaluate the models in detail with respect to the gravitational wave emission using the quadrupole approximation. In a forthcoming paper we will concentrate on the neutrino emission and implications for gamma-ray bursters. A maximum luminosity in excess of $10^{55}$~erg/s is reached for about 1~ms.

研究の動機と目的

• 物理的微視的力学を組み込んだ中性子星合体における流体力学的進化と重力波放射のモデル化。
• 角運動量および初期スピン配置が合体ダイナミクスと波形に与える影響の調査。
• ニュートリノ冷却と組成変化が系の進化に与える影響の評価。
• 二重中性子星合体からの重力波信号を詳細に物理的に裏付けたモデルの提供。

提案手法

• 64³または128³の等間隔直交座標格子上で、区分的放物線法を用いて3次元ニュートン流体力学方程式を解く。
• 四極子近似を用いて、流体の運動に重力波放射と逆作用を組み込む。
• 有限温度および電子割合の時間変化を考慮した、Lattimer & Swesty (1991)の状態方程式を中性子星物質に適用。
• 全ニュートリノ種類によるエネルギー損失および電子割合の変化を考慮するため、ニュートリノ漏れスキームを導入。
• 初期状態として冷たい中性子星の平衡構造を設定し、中心温度を約8 MeV（フェルミエネルギーの3％）に上昇。
• 異なる初期スピン-軌道整列状態を用いた3つのケースをシミュレートし、角運動量が合体ダイナミクスと波形に与える影響を調査。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星の初期スピン配置が、軌道角運動量に対してどのように合体過程における流体力学的進化と重力波放射に影響を与えるか。
• RQ2 合体過程における動的不安定期と合体後期に、重力波放射の時間的・スペクトル的進化はどのように変化するか。
• RQ3 ニュートリノ冷却と組成変化は、合体系のダイナミクスとエネルギー収支にどのように影響を与えるか。
• RQ4 このような合体が宇宙距離で予想される重力波のピーク放射率と振幅はどの程度か。
• RQ5 中性子星の有限サイズが、点質量モデルと比較して重力波振幅にどのように影響を与えるか。

主な発見

• 合体により、ピーク放射率が10^55 erg/sを上回る短時間の強力な重力波パルスが発生し、持続時間は約1 msである。
• 1 Gpcの距離での重力波振幅は約3×10^−23に達し、点質量モデルが予測する発散的振幅とは顕著に低い。
• 重力波の主要周波数は1–2 kHzに集中しており、これは合体系の動的時効に一致している。
• 最終的な合体対象は、密度約10^14 g/cm³の高速回転する高密度コアを形成し、周囲には密度10^10–10^12 g/cm³、速度0.3–0.5cの厚いディスクが存在する。
• 重力波エネルギースペクトルは時間とともに著しく変化し、崩壊直前の3–5 msのスペクトルと、その後の10 ms付近のスペクトルには顕著な差が認められ、強い時間依存性が示された。
• 重力波信号の構造と時間的進化は、系の初期角運動量および流体力学的質量運動の詳細に応じて体系的な傾向を示した。