[論文レビュー] Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae

Hao Wang, Paz Beniamini+1 more|arXiv (Cornell University)|Aug 17, 2023

Gamma-ray bursts and supernovaePhysics and Astronomy参考文献 89被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、二重中性子星合体後に形成される長寿命の中性子星超巨星（SMNS）からのエネルギー注入によって駆動される非常に明るい瞬間的天体、磁気星駆動型キロノーバをモデル化している。磁気星の減速過程、噴出物の進化、X線光電離の詳細なシミュレーションを用いて、このような事象が観測されていないことから、SMNSのエネルギー注入は理論的限界よりもはるかに低く、数秒から数分のうちに崩壊している必要があると示しており、これによりSMNSの寿命は短く、宇宙における出現頻度もまれであることが制約される。

ABSTRACT

Kilonovae are optical transients following the merger of neutron star binaries, which are powered by the r-process heating of merger ejecta. However, if a merger remnant is a long-lived supramassive neutron star supported by its uniform rotation, it will inject energy into the ejecta through spindown power. The energy injection can boost the peak luminosity of a kilonova by many orders of magnitudes, thus significantly increasing the detectable volume. Therefore, even if such events are only a small fraction of the kilonovae population, they could dominate the detection rates. However, after many years of optical sky surveys, no such event has been confirmed. In this work, we build a boosted kilonova model with rich physical details, including the description of the evolution and stability of a proto neutron star, and the energy absorption through X-ray photoionization. We simulate the observation prospects and find the only way to match the absence of detection is to limit the energy injection by the newly born magnetar to only a small fraction of the neutron star rotational energy, thus they should collapse soon after the merger. Our result indicates that most supramassive neutron stars resulting from binary neutron star mergers are short lived and they are likely to be rare in the Universe.

研究の動機と目的

• 磁気星駆動型キロノーバの検出可能性を理解すること。これは、長寿命の中性子星超巨星（SMNS）からのエネルギー注入のおかげで、標準キロノーバよりも数個桁明るくなる可能性があるため。
• 長年にわたり光学サーベイで非検出が続く一方で、このような事象の検出可能体積は非常に大きいという、表面的矛盾を解消すること。
• 観測事実としての非検出を根拠に、新生磁気星が噴出物へエネルギーをどれほど効率的に注入するかを制約すること。
• 二重中性子星合体の残骸における状態方程式および中心駆動力の物理学に与える影響を明らかにすること。

提案手法

• 初期磁気星の減速過程（回転エネルギーの磁気双極子放射による損失を含む）を組み込んだ詳細なブーストドキロノーバモデルを開発した。
• 放射線輸送とイオン化状態の進化を考慮した、X線光電離によるエネルギー沈殿を追跡した。
• 噴出物の拡張と冷却の影響を含めた、光学および近赤外帯域における光曲線およびスペクトルエネルギー分布をシミュレートした。
• 深さのある光学サーベイでの非検出事実を比較することで、エネルギー注入割合を制約した。
• 検出率の統計的有意性を評価するために、モデル依存およびモデル非依存の両方の分析を実施した。
• 磁気星風バブル内のレイリー＝ターレー不安定性の成長を含め、爆発波の形成と後光放射への影響を評価した。

Figure 1: Illustration of the structure of the post-merger system. The system is composed by an inner pulsar wind nebula (PWN) inflated by a magnetar, and an outer ejecta shell. The PWN is composed by X-ray photons and electron-positron pairs. The X-ray radiation ionize and heat the ejecta, leading

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 新生磁気星の回転エネルギーの何パーセントが噴出物へ注入されれば、検出可能な磁気星駆動型キロノーバが生成されるか？
• RQ2 それらの事象の検出可能体積が非常に大きいにもかかわらず、なぜ磁気星駆動型キロノーバは検出されていないのか？
• RQ3 中性子星超巨星の安定性および進化が、ブーストドキロノーバの明るさと光曲線にどのように影響するか？
• RQ4 非検出の事実が、長寿命の中性子星超巨星の寿命および形成頻度に与える影響は何か？
• RQ5 磁気星風が噴出物へブレークスラストする際に相対論的爆発波が形成されれば、孤児的後光が観測されない理由を説明できるか？

主な発見

• 検出されていない磁気星駆動型キロノーバの事実から、磁気星の回転エネルギーのわずか1％未塔の部分しか噴出物へ注入されていないことが示され、効率的なエネルギー移動は否定された。
• 二重中性子星合体によって形成される中性子星超巨星は、形成後数秒から数分のうちに崩壊している必要があり、これは長期間にわたり安定していない短命な天体であることを示している。
• モデルは、ブーストドキロノーバのピーク明るさがSMNSの生存 timescale に極めて敏感であると予測しており、寿命が長いほどはるかに明るく、検出可能となる瞬間的天体が得られる。
• 孤児的後光の非検出は、このような事象がまれであることを示唆しており、SMNSの急速な崩壊をさらに支持する。
• 長期間にわたり高速回転するSMNSからの重力波放射は、観測で非検出されていることと整合しない、必要な非対称性と時間スケールを満たしていないため、検出可能ではない。
• 結果として、SMNSの形成は宇宙においてまれであると示唆される。なぜなら、そのような短命な残骸を生成できる合体事象は、合体のわずかな割合に限られるからである。

Figure 2: The Monte Carlo simulation result of absorption, reflection, and transmission rate of a slab caused by both absorption and scattering processes. The red lines show the contour plot of $A^{\rm tra}$ as a function of optical depth of two processes, and the blue lines are the $A^{\rm ref}$ .