[論文レビュー] Magnetic Fields and Afterglows of BdHNe: Inferences from GRB 130427A, GRB 160509A, GRB 160625B, GRB 180728A and GRB 190114C

J. A. Rueda, R. Ruffini+3 more|RUNG|May 27, 2019

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 97被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、二重星駆動超新星（BdHNe）における後光放射が、新生の中性子星（νNS）から注入される超相対論的電子の磁気放射によって駆動されていると提案する。GRB 130427A、160509A、160625B、180728A、および190114Cの多波長光曲線からの磁場強度とスピンパラメータが同定され、初期および遅延後光フェーズにおいて一貫した磁場強度（磁気双極子成分：約10¹²–10¹³ G、四重極子成分：約10¹⁵ G）が得られた。これはνNS起源を確認し、ブラックホールの事象の地平線付近に電磁力学的「内部エンジン」が存在することを支持するものであり、従来の衝撃波モデルに挑戦する。

ABSTRACT

GRB 190114C is the first binary-driven hypernova (BdHN) fully observed from the initial supernova appearance to the final emergence of the optical SN signal. It offers an unprecedented testing ground for the BdHN theory and it is here determined and further extended to additional gamma-ray bursts (GRBs). BdHNe comprise two subclasses of long GRBs with progenitors a binary system composed of a carbon-oxygen star (CO$_ extrm{core}$) and a neutron star (NS) companion. The CO$_ extrm{core}$ explodes as a SN leaving at its center a newborn NS ($ν$NS). The SN ejecta hypercritically accretes both on the $ν$NS and the NS companion. BdHNe I are the tightest binaries where the accretion leads the companion NS to gravitational collapse into a black hole (BH). In BdHN II the accretion onto the NS is lower, so there is no BH formation. We observe the same structure of the afterglow for GRB 190114C and other selected examples of BdHNe I (GRB 130427A, GRB 160509A, GRB 160625B) and for BdHN II (GRB 180728A). In all the cases the explanation of the afterglow is reached via the synchrotron emission powered by the $ν$NS: their magnetic fields structures and their spin are determined. For BdHNe I, we discuss the properties of the magnetic field embedding the newborn BH, inherited from the collapsed NS and amplified during the gravitational collapse process, and surrounded by the SN ejecta.

研究の動機と目的

• 長期間持続するガンマ線バースト（GRB）の後光放射を、多波長観測を用いて二重星駆動超新星（BdHN）シナリオで説明すること。
• BdHNeにおける新生中性子星（νNS）の磁場構造とスピンパラメータを、後光光曲線の解析によって特定すること。
• 推定されたνNSパラメータが、二重星前身星進化および潮汐同期化理論的予測と整合するかを検証すること。
• 後光放射がブラックホール事象の地平線付近の電磁力学的プロセスによって駆動されることを示し、従来の超相対論的衝撃波モデルに挑戦すること。
• BdHNe I（ブラックホール形成）およびBdHNe II（ブラックホール非形成）の両者を、共通のνNS駆動放射メカニズムによって統一的に説明すること。

提案手法

• 初期後光（t ~ 10²–10⁴ s）のX線および光学後光光曲線を、合成放射モデルを用いて分析。
• 遅延後光（t > 10³–10⁴ s）を、νNSに磁気双極子＋四重極子構造を持つ磁場を仮定して、パulsar磁気減速放射でモデル化。
• 後光光曲線の観測された累乗則減衰に適合させることで、νNSの磁場強度とスピン周期を推定。
• 二重星系における角運動量保存および潮汐同期化を用いて、νNSスピン周期から軌道分離を推定。
• 推定された二重星分離を、BdHN前身星の数値シミュレーション（Wang et al. 2019b）と比較してモデル妥当性を検証。
• アインシュタイン＝マクスウェル方程式のウォルド解を応用し、ブラックホール周囲の磁場配置をモデル化。特に回転軸に沿った磁束増幅を含む。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 BdHNeにおける初期後光放射（t ~ 10²–10⁴ s）は、νNSから注入された電子のシンクロtron放射によって説明可能か？
• RQ2 νNSの磁場構造（双極子、四重極子）は何か？ そして、後光フェーズ全体にわたってどのように変化するか？
• RQ3 初期シンクロtron放射から推定された磁場強度は、遅延期のパulsar磁気減速放射から導かれた磁場強度と整合するか？
• RQ4 推定されたνNSスピンおよび磁場パラメータは、二重星前身星進化および潮汐同期化理論的予測と一致するか？
• RQ5 観測された後光挙動は、ブラックホール事象の地平線付近に電磁力学的「内部エンジン」が存在することを支持するか？ それとも重力的衝撃波モデルが妥当か？

主な発見

• 初期後光（t ~ 10²–10⁴ s）は、νNSから注入された超相対論的電子のシンクロtron放射が支配的であり、磁場成分はνNSのねじれ場／縦方向磁場と整合的である。
• 遅延後光（t > 10³–10⁴ s）は、パulsar磁気減速放射によって最もよく説明され、磁気双極子成分は約10¹²–10¹³ G、主要な四重極子成分は約10¹⁵ Gである。
• 初期および遅延後光フェーズから推定された磁場強度は極めて良好に一致しており、放射のνNS起源が時間スケールにわたって妥当であることを検証した。
• 推定されたνNSスピン周期は、二重星系における潮汐同期化と整合的であり、導出された軌道分離は数値的シミュレーション（Wang et al. 2019b）と一致する。
• ブラックホールの回軸に沿った磁場は、崩壊する中性子星同伴星の磁気圏に起因し、磁束保存則に従って吸着と増幅が誘導される。
• GRBの「内部エンジン」は重力的ではなく電磁力学的駆動であることが示され、BHの磁場は前身星NSから引き継がれ増幅されたものであり、初期放射の非衝撃波起源を支持する。