[論文レビュー] From Neutron Star Binaries to Gamma-ray bursts

Stephan Rosswog|arXiv (Cornell University)|Apr 17, 2005

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 5

ひとこと要約

本稿では、短いガンマ爆発（GRBs）が中性子星二重星合体から生じるメカニズムとして、2つのプロセスを提案する。1つはニュートリノ・反ニュートリノの消失が相対論的ジェットを生成するもので、もう1つは一時的に安定な残渣における対流ダイナモによる磁場強化である。ニュートリノ消失は、ローレンツ因子 >100 の双極的噴流を生じさせ、約0.1ステラジアンの開口角に収束させ、同調的エネルギーとして約10^51エルグをもたらす。磁場強化が約40ミリ秒で約10^17ガウスに達することで、約0.2秒間持続するスピンダウン風が発生し、短いGRBsの典型的な持続時間と一致する。

ABSTRACT

I summarize recent results about how a neutron star binary coalescence can produce short gamma-ray bursts (GRBs). Two possibilities are discussed: the annihilation of neutrino anti-neutrino pairs above the merged remnant and the exponential amplification of magnetic fields in the central object up to values close to equipartition. We find that the neutrino annihilation drives bipolar, relativistic outflows with Lorentz-factors large enough to circumvent the GRB 'compactness problem'. The total energy within these outflows is moderate by GRB-standards ($\sim 10^{48}-10^{49}$ ergs), but the interaction with the baryonic material blown-off by the neutrinos collimates the outflows into opening angles of typically 0.1 sterad, yielding isotropic energies close to $10^{51}$ ergs. We further want to stress the plausibility of the central object resisting the immediate collapse to a black hole. In this case the central object will --similar to a proto-neutron star-- be subject to neutrino driven convection that --together with the rapid, differential rotation-- will lead to a drastic amplification of pre-existing magnetic fields. Within fractions of a second, field strengths comparable to equipartition field strength ($> 10^{17}$ G) will be reached. These will produce large torques that will spin-down the object within about 0.2 s, and would thus naturally explain the duration of short GRBs.

研究の動機と目的

• 中性子星二重星合体と短いガンマ爆発（GRBs）を結ぶ物理的メカニズムを調査すること。
• 即時のブラックホール崩壊を防ぎ、GRBを駆動するに十分な時間（約0.2秒）安定した状態を維持できる一時的安定な、非対称に回転する残渣が可能かどうかを評価すること。
• ニュートリノ・反ニュートリノの消失または磁場強化が、ローレンツ因子 >100 の必要な相対論的噴流を生成できるかどうかを評価すること。
• 観測された短いGRBsの持続時間（約0.2秒）が、磁化中心残渣のスピンダウン時間スケールによって説明可能かどうかを特定すること。

提案手法

• ニュートン的自己重力と重力波の反作用力を取り入れた3次元スムージング粒子法（SPH）シミュレーション。
• 中性子星物質の温度および組成依存の状態方程式（EOS）の組み込み。
• 冷却、電子割合の変化、ニュートリノ駆動対流をモデル化するための詳細な多フラバー・ニュートリノ輸送。
• 数値的精度を保つために、衝撃波領域でのみ人工粘性を適用。
• 非対称に回転する、対流不安定な残渣における $\alpha$-$\Omega$ ダイナモによる磁場強化のモデル化。
• 平均磁場強度と残渣の幾何学的形状を用いて、磁気双極子放射能とスピンダウン時間スケールの推定。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 合体後の環境におけるニュートリノ・反ニュートリノの消失が、短いGRBsのコンパクトネス問題を解消するに十分なローレンツ因子を有する相対論的ジェットを生成できるか？
• RQ2 中性子星二重星合体の中心残渣が、持続的なエネルギー抽出を可能にするために少なくとも0.2秒間即時の崩壊から抵抗できる安定性を示せるか？
• RQ3 非対称に回転する残渣における対流ダイナモによって、磁場がどの程度強化可能か。また、その強化が準等分配状態（約10^17ガウス）に近い磁場強度に達するか？
• RQ4 磁化中心物体のスピンダウン時間スケールが、短いGRBsの典型的な持続時間（約0.2秒）を説明できるか？
• RQ5 ニュートリノ放射によって吹き飛ばされたバリオン物質が、相対論的噴流の収束角と同調的エネルギーにどのように影響するか？

主な発見

• 合体残渣の極領域におけるニュートリノ・反ニュートリノの消失は、ローレンツ因子が100を超える双極的相対論的噴流を生成し、短いGRBsのコンパクトネス問題を克服するのに十分である。
• これらの噴流に含まれる全エネルギーはやや小さい（約10^48–10^49エルグ）が、ニュートリノ駆動風に由来するバリオン物質による収束により、開口角が約0.1ステラジアンにまで小さくなり、結果として同調的エネルギーが約10^51エルグに達する。
• 非対称回転のおかげで、中心残渣は最大で約1秒間安定を保ち、崩壊前に持続的なエネルギー抽出が可能である。
• 対流ダイナモによる指数的磁場強化のおかげで、初期値が約10^12ガウスの磁場が約40ミリ秒で準等分配磁場強度（>10^17ガウス）に達する。
• 磁化中心物体のスピンダウン時間スケールは約0.2秒であり、観測された短いGRBsの持続時間と一致する。
• 磁場再結合と磁場構造の上昇浮上が、超相対論的ブーストの系列を生じさせ、短いGRBsの光曲線と整合的である。