[論文レビュー] Do electron-capture supernovae make neutron stars? First multidimensional hydrodynamic simulations of the oxygen deflagration

Samuel Jones, F. K. Roepke+4 more|arXiv (Cornell University)|Feb 18, 2016

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 72被引用数 56

ひとこと要約

本研究では、レベルセット炎モデルを用いて、酸素-ネオン白色矮星における酸素デフラグレーションの多次元流体力学的シミュレーションを初めて実施し、電子捕獲超新星および降着誘発的コラプスが中性子星を生成するかどうかを調査した。結果は、中程度および低発火密度では、ほぼ太陽質量に相当する物質が放出され、チャンドラセカール質量未満の安定した残骸が残ることを示しており、最高の発火密度（log₁₀ρ_c = 10.3）でのみ中性子星へのコラプスが発生することを示している。

ABSTRACT

In the classical picture, electron-capture supernovae and the accretion-induced collapse of oxygen-neon white dwarfs (ONeWDs) undergo an oxygen deflagration phase before gravitational collapse produces a neutron star (NS). These types of core collapse events are postulated to explain several astronomical phenomena. In this work, the deflagration phase is simulated for the first time using multidimensional hydrodynamics, with the aim of gaining new insight into the explosive deaths of $8-10~M_\odot$ stars and ONeWDs that accrete material from a binary companion star. The main aim is to determine whether these events are thermonuclear or core-collapse supernova explosions, and hence whether NSs are formed by such phenomena. The deflagration is simulated in ONe cores with three different central ignition densities. The intermediate density case is perhaps the most realistic, being based on recent nuclear physics calculations and 1D stellar models. The 3D hydrodynamic simulations presented in this work begin from a centrally confined flame structure using a level-set-based flame approach and are performed in $256^3$ and $512^3$ numerical resolutions. In the simulations with intermediate and low ignition density, the cores do not appear to collapse into NSs. Instead, almost a solar mass of material becomes unbound from the cores, leaving bound remnants. These simulations represent the case in which semiconvective mixing during the electron-capture phase preceding the deflagration is inefficient. The masses of the bound remnants double when Coulomb corrections are included in the EoS, however they still do not exceed the effective Chandrasekhar mass and, hence, would not collapse into NSs. The simulations with the highest ignition density ($\log_{10}ρ_{ m c}=10.3$), representing the case where semiconvective mixing is very efficient, show clear signs that the core will collapse into a NS.

研究の動機と目的

• 電子捕獲超新星および酸素-ネオン白色矮星の降着誘発的コラプスが中性子星を生成するかどうかを特定すること。
• 多次元流体力学および乱流炎伝播の役割が酸素デフラグレーション駆動型超新星に与える影響を調査すること。
• 中心発火密度、準対流混合効率、状態方程式補正がコア残骸質量に与える影響を評価すること。
• デフラグレーション段階がコアコラプスを引き起こすのか、あるいは爆発的分離を引き起こすのかを評価すること。

提案手法

• シミュレーションでは、炎前線の直接解像を避けるために、レベルセットに基づく炎アプローチを用いて3次元流体力学における乱流デフラグレーションをモデル化した。
• 中心発火密度を3つ設定した：低（log₁₀ρ_c = 10.0）、中程度（log₁₀ρ_c = 10.15）、高（log₁₀ρ_c = 10.3）、中程度のケースは1次元星のモデルおよび核物理学的根拠に基づいている。
• 数値解像度を256³および512³グリッドポイントでテストし、収束性および数値的安定性を評価した。
• 状態方程式にはクーロン補正を含め、それが残骸質量および安定性に与える影響を評価した。
• 流体力学的不安定性、特にレイノルズ＝ターレイ・不安定性を引き起こすように摂動を導入し、非対称性への感受性をテストした。
• 電子分率（Yₑ）およびエネルギー放出を追跡することで、核燃焼の進行状況および爆発のエネルギー特性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 縮重状態の酸素-ネオンコアにおける酸素デフラグレーションは、コアコラプスと中性子星形成を引き起こすのか、それとも熱核爆発を引き起こすのか？
• RQ2 中心発火密度が結果に与える影響は何か—爆発的分離か重力的コラプスか？
• RQ3 準対流混合効率および状態方程式補正が最終的な残骸質量に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ4 多次元流体力学は、1次元モデルで観測された炎の非対称性および乱流燃焼を再現できるか？
• RQ5 初期の炎の幾何学的形状および摂動が、爆発ダイナミクスおよび核合成に果たす役割は何か？

主な発見

• 中程度および低発火密度（log₁₀ρ_c = 10.15および10.0）では、コアが爆発的燃焼を経て、ほぼ太陽質量に相当する物質が放出され、チャンドラセカール質量未満の束縛された残骸が残る。
• クーロン補正を含めたとしても、中程度および低密度ケースにおける束縛された残骸は有効なチャンドラセカール質量を超えないため、中性子星形成は回避される。
• 唯一、最高の発火密度（log₁₀ρ_c = 10.3）において、極めて効率的な準対流混合に対応する場合にのみ、コアが中性子星への重力的コラプスを示す明確な兆候を示す。
• レイノルズ＝ターレイ不安定性が炎前線の顕著な非対称性を引き起こし、すなわち層流状態でも、3次元流体力学が正確なモデル化に不可欠であることを示している。
• 中程度密度ケースでは、約460 ms経過後に乱流燃焼速度が層流速度を上回るが、これは乱流が燃焼を強化するが、コラプスを誘発するものではないことを示唆している。
• シミュレーションは、1次元モデルでは非解像可能な非対称性および流体力学的不安定性のため、グローバルな結果を予測するのに不十分であることを示している。