[論文レビュー] Millisecond Proto-Magnetars & Gamma Ray Bursts

Todd A. Thompson|arXiv (Cornell University)|Apr 27, 2005

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、高磁化で高速回転する中性子星（ミリ秒準磁星）が、磁気力学的遠心風の噴出によって長期間にわたるガンマ線バースト（GRB）を駆動できる可能性を提案している。磁星の回転エネルギーが抽出され、風がますます磁場支配的になると、相対論的でポインティングフラックス支配の流れに移行し、GRBで観測される高輝度と短い時間スケールを実現する。主な貢献は、磁星の減速過程とGRBのエネルギー・ダイナミクスを、磁気流体力学的風モデルを通じて結びつけた点である。

ABSTRACT

In the seconds after core collapse and explosion, a thermal neutrino-driven wind emerges from the cooling, deleptonizing newly-born neutron star. If the neutron star has a large-scale magnetar-strength surface magnetic field and millisecond rotation period, then the wind is driven primarily by magneto-centrifugal slinging, and only secondarily by neutrino interactions. The strong magnetic field forces the wind to corotate with the stellar surface and the neutron star's rotational energy is efficiently extracted. As the neutron star cools, and the wind becomes increasingly magnetically-dominated, the outflow becomes relativistic. Here I review the millisecond magnetar model for long-duration gamma ray bursts and explore some of the basic physics of neutrino-magnetocentrifugal winds. I further speculate on some issues of collimation and geometry in the millisecond magnetar model.

研究の動機と目的

• ミリ秒準磁星が磁気遠心風の噴出によって長期間にわたるガンマ線バースト（GRB）を駆動できるかどうかを調査すること。
• 磁星駆動風における非相対論的で質量を含む風から、相対論的でポインティングフラックス支配の流れへの遷移をモデル化すること。
• 磁場強度、回転周期、風の幾何学的配置がGRBに類似した輝度と時間スケールを実現する上で果たす役割を評価すること。
• 質量の大きな星の前身星から相対論的風がどのようにコリメートされ、出現するかを探索すること。
• 磁気遠心風機構が観測されたGRBのエネルギーと時間スケールを実現できるかどうかを評価すること。

提案手法

• 準磁星からのニュートリノ-磁気遠心風の磁気流体力学的モデルを用い、風は主に磁場を介した回転エネルギー抽出によって駆動される。
• アルヴェン点形式を用いて、磁場エネルギー密度が風の運動エネルギー密度と等しくなるコロテーション領域の半径を特定する。
• 磁気双極子型の幾何学的配置をモデル化するため、Br = B₀(Rν/r)^η（2 ≤ η ≤ 3）というパラメータ化された半径依存磁場プロファイルを用い、RAを推定する。
• 風の角運動量および質量放出率を考慮し、アルヴェン半径と磁場強度を組み込んだ、回転エネルギー損失率 ˙ENR を導出する。
• RA が光円筒半径 RL = c/Ω に近づく際の相対論的流れへの遷移を、相対論的双極子減速極限を用いて分析する。
• コリメーション機構を評価し、非相対論的風に続くホープ応力や、遠心加速および磁場散逸による相対論的流れの赤道領域における強化の可能性を検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ミリ秒準磁星の回転エネルギーが、磁気遠心風の噴出によって長期間にわたるガンマ線バーストを駆動できるか？
• RQ2 風が非相対論的から相対論的でポインティングフラックス支配の流れに遷移するための条件は何か？
• RQ3 磁気遠心風の幾何学的配置とコリメーションが、GRBの出現および後光シグネチャに与える影響は何か？
• RQ4 B₀ ~ 10¹⁵ G で P ~ 1 ms の準磁星の減速時間スケールが、観測された持続時間（約30秒）とエネルギー（約10⁵¹ erg）を持つGRBを生成できるか？
• RQ5 遠心力と磁場散逸のおかげで、風の赤道領域が相対論的噴出に自然に有利になるか？

主な発見

• ミリ秒準磁星の回転エネルギー貯蔵量（ERot ~ 2 × 10⁵² erg）は、標準的超新星エネルギー（ESN ~ 10⁵¹ erg）を上回り、GRBエンジンとして実現可能である。
• 1 ms の回転周期および B₀ ~ 10¹⁵ G の条件下で、アルヴェン半径 RA は15 kmを超える可能性があり、風駆動においてニュートリノ加熱を上回る磁気遠心支配を実現できる。
• 風が磁場支配的になると、RA が増大し、光円筒半径 RL ~ 48P₁ km に近づく。これにより、相対論的でポインティングフラックス支配の流れへの遷移が引き起こされる。
• 減速時間スケール τJ ≈ (2/5)(M/Ṁ)(Rν/RA)² は、回転エネルギー抽出の速度を決定し、短い τJ はSN残骸への急速なエネルギー注入を可能にする。
• 相対論的双極子極限では、B₀ > 10¹⁵ G、P < 1 ms、または η < 3 でない限り、減速は遅く、短期間GRBを駆動するにはエネルギー注入が長すぎる。
• 光円筒半径付近での磁場散逸が、ほぼすべての磁場エネルギーを風に転送するために必要であり、これによりGRBに一致する高いローレンツ因子と輝度が達成される。