[論文レビュー] Nucleosynthesis in neutrino-driven winds after neutron star mergers

D. Martin, Albino Perego+4 more|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2015

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、二重中性子星合体後に形成される質量の大きな中性子星からのニュートリノ駆動風における核合成をモデル化する。0.009 M☉の物質が未結合状態に達し、電子分率Yₑ ≈ 0.2–0.4であることが判明し、これによりA < 130の軽い超鉄元素核が生成される。これは初期の動的噴出物と補完的であり、金属貧困星におけるr過程パターンの説明に寄与する。放射性崩壊により、約4 時間の青色バンドピークと、3–4日後の赤外線二次ピーク（高い光学厚さによる）が発生する。

ABSTRACT

We present a comprehensive nucleosynthesis study of the neutrino-driven wind in the aftermath of a binary neutron star merger. Our focus is the initial remnant phase when a massive central neutron star is present. Using tracers from a recent hydrodynamical simulation, we determine total masses and integrated abundances to characterize the composition of unbound matter. We find that the nucleosynthetic yields depend sensitively on both the life time of the massive neutron star and the polar angle. Matter in excess of up to $9 \cdot 10^{-3} M_\odot$ becomes unbound until $\sim 200~{ m ms}$. Due to electron fractions of $Y_{ m e} \approx 0.2 - 0.4$ mainly nuclei with mass numbers $A < 130$ are synthesized, complementing the yields from the earlier dynamic ejecta. Mixing scenarios with these two types of ejecta can explain the abundance pattern in r-process enriched metal-poor stars. Additionally, we calculate heating rates for the decay of the freshly produced radioactive isotopes. The resulting light curve peaks in the blue band after about $4~{ m h}$. Furthermore, high opacities due to heavy r-process nuclei in the dynamic ejecta lead to a second peak in the infrared after $3-4~{ m d}$.

研究の動機と目的

• 二重中性子星合体の初期合体後段階におけるニュートリノ駆動風における核合成をモデル化すること。
• 流体力学的シミュレーションのトレーサーに基づき、風から放出された未結合物質の総質量および統合された元素組成を特定すること。
• 質量の大きな中心中性子星の寿命および極座標角が核合成生成物に与える影響を評価すること。
• 風噴出物がr過程で豊富な金属貧困星の観測された元素組成パターンに与える影響を評価すること。
• 新たに生成された放射性核種の崩壊による加熱率を計算し、観測比較を目的とした多バンド光曲線を予測すること。

提案手法

• 合体後の残渣を対象とした最近の3次元流体力学的シミュレーションのトレーサーを用い、風内の熱力学的および組成的状態を抽出する。
• 電子分率(Yₑ)およびエントロピーの時間的変化を追跡し、風噴出物における核合成経路を特定する。
• A < 130の核に対して、さまざまなYₑおよび温度条件の下で核種生成物を計算するための核反応ネットワーク計算を適用する。
• 風噴出物の生成物を初期の動的噴出物の生成物と組み合わせ、金属貧困星における観測されたr過程元素組成パターンと整合性があるかを検証する。
• 新しく生成された放射性核種（例：⁸⁰Kr, ⁸⁶Kr, ⁹⁰Rb）の崩壊による加熱率を計算し、光曲線の時間的変化をモデル化する。
• 重いr過程核種による高い光学厚さを組み込み、赤外線放射をシミュレートし、光曲線における二次ピークの発生を予測する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星合体後約200 ms以内にニュートリノ駆動風によって未結合状態に放出される物質の総質量はどの程度か？
• RQ2 電子分率(Yₑ)および極座標角が風噴出物における核合成生成物にどのように影響を与えるか？
• RQ3 風噴出物が金属貧困星における観測されたr過程元素組成パターンにどの程度寄与するか？
• RQ4 放射性崩壊による風噴出物の予測光曲線特性（ピーク時間および視等級）は何か？
• RQ5 r過程核種による高い光学厚さが赤外線放射に与える影響は何か？また、光曲線における二次ピークの発生にどのように寄与するか？

主な発見

• 合体後約200 ms以内に、ニュートリノ駆動風から最大0.009 M☉の物質が未結合状態に達する。
• 風内の電子分率はYₑ ≈ 0.2から0.4の範囲にあり、質量数A < 130の核の合成を促進する。
• 風噴出物は初期の動的噴出物と補完的である超鉄元素核を生成し、金属貧困星におけるr過程パターンの一貫した説明を可能にする。
• 新たに生成された核種の放射性崩壊により、合体後約4時間に青色バンドのピークが発生する。
• 動的噴出物に含まれる重いr過程核種による高い光学厚さが、3–4日後に赤外線の二次ピークを引き起こす。
• 風と動的段階の両方の噴出物を組み合わせた結果、中性子星合体に続くキロノバの観測と整合する多バンド光曲線が再現される。