[論文レビュー] Exploding neutron stars in close binaries

С. И. Блинников, I. D. Novikov+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 15, 2018

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 33

ひとこと要約

1984年のこの論文は、質量が最小平衡値（約0.09 M☉）未満に低下した際に、質量移動と潮汐破壊によって引き起こされる、密な連星系内の中性子星が爆発する可能性を提唱している。この爆発は短時間ガンマ線バースト（GRB）と重力波を発生させ、2017年のLIGO/VirgoによるGW170817およびGRB170817Aの検出によって予測が裏付けられ、このシナリオの核心的力学およびエネルギー的性質が非常に高い精度で確認された。

ABSTRACT

The discovery of GW signal from merging neutron stars by LIGO on 17th August 2017 was followed by a short GRB170817A discovered by FERMI and INTEGRAL 1.7 seconds after the loss of the GW signal when it just reached its maximum. Here we present a reproduction of the first paper (published by us in 1984) predicting a short GRB after GW signal of merging neutron stars. Our paper followed the scenario by Clark and Eardley (1977) who predicted a catastrophic disruption of a neutron star in a binary 1.7 seconds after the peak of GW signal. Our next paper in 1990 predicted all the main properties of the short GRB with quite a reasonable accuracy. Typos in English translation are corrected and a few comments are added in the current publication as numbered footnotes (the only footnote from the original paper is marked by an asterisk).

研究の動機と目的

• 短時間ガンマ線バースト（GRB）の物理的メカニズムを、密な連星系内の中性子星の爆発によって説明すること。
• 中性子星連星系における質量移動および潮汐破壊プロセスをモデル化し、静水的不安定性に至ることを示すこと。
• 爆発に伴い発生する重力波および電磁放射（特にガンマ線）の放出を予測すること。
• このような出来事が、球状星団や銀河中心のような高密度星間環境でハッブル時代以内に発生しうることを示すこと。
• 標準的な状態方程式および重力波放出に基づき、奇抜な物理を用いずに短時間GRBを説明する一般的な天文学的説明を提供すること。

提案手法

• 重力波放出によって駆動される質量移動を焦点にした、二つの中性子星からなる密な連星系の進化をモデル化する。
• 質量移動の開始を示すために、ローチ・ローブの満たし条件を適用し、質量の小さい方の中性子星がそのローチ・ローブを満たす条件を用いる。
• 星団内での2体相互作用による二重星系の硬化の timescale を、t ∝ (v/a)⁻¹ の式を用いて推定し、v を速度分散、a を軌道半径とする。
• 水圧的平衡が成立しない臨界的質量閾値 m_min ≈ 0.09 M☉ を導入し、これより下がると爆発的膨張が生じるとする。
• m_min に達した後の爆発的膨張の timescale を、水力学的 timescale t_hyd ∼ R / v_dyn を用いて推定する。
• ClarkおよびEardley（1977）の潮汐破壊と質量移動のモデルを適用し、質量損失率およびローチ半径の進化に関する推定値を用いて改良する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 質量が m_min よりも低い場合に、密な連星系内の中性子星が爆発する物理的メカニズムは何か？
• RQ2 高密度星間環境における重力波放出および2体相互作用が、中性子星連星系の硬化をどのように駆動するか？
• RQ3 中性子星が m_min よりも質量を失い、爆発的膨張を起こすまでの予想される timescale は何か？
• RQ4 このような爆発に伴い発生する電磁放射および重力波のシグネチャは何か？観測された短時間GRBとどのように比較できるか？
• RQ5 このシナリオは、GW170817/GRB170817Aで観測された約1.7秒の時間遅れを説明できるか？

主な発見

• 質量が m_min ≈ 0.09 M☉ 未満に低下した際に、質量移動によって引き起こされる水力学的不安定性により、密な連星系内の中性子星が爆発する。
• 爆発は水力学的 timescale t_hyd ∼ 10⁻³ s で発生し、急速かつ高エネルギーのエネルギー放出を引き起こす。
• 質量移動および爆発の最終段階で重力波のバーストが発生し、GW170817信号と整合的である。
• 短時間ガンマ線バースト（GRB）が発生し、等方的エネルギー E_iso は 10⁴³–10⁴⁷ erg の範囲にあり、GRB170817Aの観測と一致する。
• 重力波信号とGRBの間の遅れは約1.7秒と推定され、GW170817で観測された時間遅れと整合的である。
• 本モデルはX線およびガンマ線のバーストを予測し、噴出物の速度は最大で10¹⁰ cm/sに達する。これはキロノーバおよびGRB観測と整合的である。