[論文レビュー] Gravitational wave signature of proto-neutron star convection: I. MHD numerical simulations

R Raynaud, P. Cerdá–Durán+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 23, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 108被引用数 29

ひとこと要約

本研究では、原始中性子星（PNS）の対流から生じる重力波（GW）シグネチャーを、アニュラス近似における3次元MHDシミュレーションを用いて計算し、PNSの初期および遅い段階に焦点を当てる。強い磁場を伴うダイナモ作用に起因する低周波数GW過剰分が特定され、これは軸対称のトロイダル磁場によって特徴づけられる。この過剰分は、中性子星におけるダイナモ効率およびマグネタール形成メカニズムを観測的に探る手がかりを提供する。

ABSTRACT

Gravitational waves provide a unique and powerful opportunity to constrain the dynamics in the interior of proto-neutron stars during core collapse supernovae. Convective motions play an important role in generating neutron stars magnetic fields, which could explain magnetar formation in the presence of fast rotation. We compute the gravitational wave emission from proto-neutron star convection and its associated dynamo, by post-processing three-dimensional MHD simulations of a model restricted to the convective zone in the anelastic approximation. We consider two different proto-neutron star structures representative of early times (with a convective layer) and late times (when the star is almost entirely convective). In the slow rotation regime, the gravitational wave emission follows a broad spectrum peaking at about three times the turnover frequency. In this regime, the inclusion of magnetic fields slightly decreases the amplitude without changing the spectrum significantly compared to a non-magnetised simulation. Fast rotation changes both the amplitude and spectrum dramatically. The amplitude is increased by a factor of up to a few thousands. The spectrum is characterized by several peaks associated to inertial modes, whose frequency scales with the rotation frequency. Using simple physical arguments, we derive scalings that reproduce quantitatively several aspects of these numerical results. We also observe an excess of low-frequency gravitational waves, which appears at the transition to a strong field dynamo characterized by a strong axisymmetric toroidal magnetic field. This signature of dynamo action could be used to constrain the dynamo efficiency in a proto-neutron star with future gravitational wave detections.

研究の動機と目的

• 爆発後の段階（ニュートリノ駆動対流が支配的となる時期）における原始中性子星（PNS）対流からの重力波（GW）放射を計算すること。
• 対流ダイナモによって生成される磁場がGWの振幅およびスペクトル的特徴に与える影響を調査すること。
• 今後の検出において、ダイナモ効率およびPNSの回転を制約できる可能性がある、特に低周波数過剰分および慣性モードのピークを特徴とする観測可能なGWシグネチャーを同定すること。
• PNSの回転速度やアルヴェーン周波数といった物理的特性に基づいて、GW振幅および周波数の物理的スケーリング則を導出すること。

提案手法

• 初期（バウンス後）および遅い（バウンス後数秒）PNS状態を代表するモデルを用いて、アニュラス近似におけるPNS対流領域の3次元MHDシミュレーションを後処理する。
• 回転速度を変化させた非磁気的および磁気的対流をシミュレートし、磁場がGW放射に与える影響を分離する。
• 質量・電流および質量モーメントテンソル形式を用いて、球面調和モード（m = 1およびm = 2）に分解した四極モーメントのGWひずみを計算する。
• GWスペクトルを解析し、ゆっくり回転する場合の3倍のトゥルーナイフ周波数付近のピーク、および高速回転時の慣性モードに起因する複数のピークを同定する。
• 浮力、回転、アルヴェーン波動のダイナミクスに基づく物理的議論から、GW振幅および周波数の解析的スケーリング則を導出する。
• m = 1モードが低周波数GW放射の主因であることが特定され、ピーク周波数は（v_A² / Ω）に比例する。ここでv_Aはアルヴェーン速度、Ωは回転周波数である。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 原始中性子星対流からの重力波放射は、回転速度および磁場強度にどのように依存するか？
• RQ2 強い磁場ダイナモが存在する状況下で、対流運動に起因するGWスペクトル的特徴は何か？ そして、それらは特定の物理的モードと関連づけられるか？
• RQ3 GWスペクトルにおける低周波数過剰分は、軸対称のトロイダル磁場の成長に起因するものと特定できるか？ また、これによりダイナモ効率にどのような示唆が得られるか？
• RQ4 高速回転するPNSにおける慣性モードは、GWスペクトルに明確で分解可能なピークを生じるか？ また、その周波数は回転速度から予測可能か？
• RQ5 遅い回転と速い回転の両状態において、GW放射の振幅および周波数を支配するスケーリング則は何か？ そして、それらは数値結果とどの程度一致するか？

主な発見

• 遅い回転状態では、GWスペクトルに、対流トゥルーナイフ周波数のおよそ3倍の周波数を中心とする広帯域のピークが現れ、磁場の影響は振幅に僅かな減少しか与えない。
• 高速回転状態では、非回転状態と比較してGW振幅が数千年に達するほど増加し、スペクトルには回転周波数に比例して周波数が増加する慣性モードに起因する複数の明確なピークが現れる。
• 強い磁場ダイナモへの移行段階で、GWスペクトルに低周波数過剰分（≦100 Hz）が出現する。これは、支配的となる軸対称トロイダル磁場に起因し、主にm = 1四極モードによって放射される。
• m = 1 GW放射のピーク周波数は、アルヴェーン速度の2乗を回転周波数で割った量に比例する。これは、磁化されたロスビー波モードと物理的関連がある可能性を示唆する。
• 浮力、回転、アルヴェーン波動のダイナミクスに基づく単純な物理的スケーリング則が、遅い回転および速い回転の両状態で数値結果を定量的に再現する。
• 低周波数GW過剰分は、強い磁場ダイナモ作用の特徴的なシグネチャーであり、将来的な重力波検出を通じて、原始中性子星におけるダイナモ効率および磁場強度を制約する手がかりとして利用可能である。