[論文レビュー] $r$-process Nucleosynthesis and Kilonovae from Hypermassive Neutron Star Remnants

Sanjana Curtis, Philipp Mösta+5 more|arXiv (Cornell University)|Dec 1, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 1

ひとこと要約

本研究は、二重中性子星合体からのハイパーマスティブネイチュラルスター（HMNS）残渣の最初の3次元一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションを提示し、ラグランジュ粒子とSkyNet核反応ネットワークを用いてr過程核合成とキリロナヴァ発光を追跡する。その結果、HMNSの風は広がった電子数分率分布（Ye ≈ 0.25–0.4）を生成し、太陽のピークとは一致しないr過程元素の生成を示し、赤外線領域で約1日以内にピークを迎えるキリロナヴァを駆動することが判明した。JバンドおよびHバンドでのピーク視等級は約18.3であった。

ABSTRACT

We investigate $r$-process nucleosynthesis and kilonova emission resulting from binary neutron star (BNS) mergers based on a three-dimensional (3D) general-relativistic magnetohydrodynamic (GRMHD) simulation of a hypermassive neutron star (HMNS) remnant. The simulation includes a microphysical finite-temperature equation of state (EOS) and neutrino emission and absorption effects via a leakage scheme. We track the thermodynamic properties of the ejecta using Lagrangian tracer particles and determine its composition using the nuclear reaction network $ exttt{SkyNet}$. We investigate the impact of neutrinos on the nucleosynthetic yields by varying the neutrino luminosities during post-processing. The ejecta show a broad distribution with respect to their electron fraction $Y_e$, peaking between $\sim$0.25-0.4 depending on the neutrino luminosity employed. We find that the resulting $r$-process abundance patterns differ from solar, with no significant production of material beyond the second $r$-process peak when using luminosities recorded by the tracer particles. We also map the HMNS outflows to the radiation hydrodynamics code $ exttt{SNEC}$ and predict the evolution of the bolometric luminosity as well as broadband light curves of the kilonova. The bolometric light curve peaks on the timescale of a day and the brightest emission is seen in the infrared bands. This is the first direct calculation of the $r$-process yields and kilonova signal expected from HMNS winds based on 3D GRMHD simulations. For longer-lived remnants, these winds may be the dominant ejecta component producing the kilonova emission.

研究の動機と目的

• 本論文の目的は、二重中性子星合体からのハイパーマスティブネイチュラルスター（HMNS）残渣がGW170817で観測された青色キリロナヴァ成分を生成できるかどうかを特定することである。
• 中性子体駆動風がr過程核合成生成物と噴出物の組成に与える影響を調査することである。
• 現実的で動的シミュレーションに基づく噴出物の性質から、キリロナヴァ光曲線とスペクトル的進化を予測することである。
• AT2017gfoの観測結果と照らし合わせ、噴出物質量、速度、電子数分率（Ye）を比較することで、HMNS風が青色キリロナヴァを生成できるかどうかを評価することである。
• 中性子体放射度がr過程生成物と噴出物の光学的密度に与える影響を評価することである。

提案手法

• 著者らは、微視的有限温度状態方程式と中性子体漏れスキームを用いて、HMNS残渣の3次元一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションを実施した。
• ラグランジュ粒子を用いて、密度、温度、電子数分率（Ye）を含む噴出物の熱力学的性質を追跡した。
• 核反応ネットワークSkyNetを用いて、粒子の履歴に基づきr過程核合成生成物を計算した。
• 噴出物の性質を放射流体力学コードSNECにマッピングし、全波長放射光度と広帯域光曲線をシミュレートした。
• シミュレーションにはポリロイダル磁場が含まれており、HMNSを21 msにわたり時間発展させ、磁化された中性子豊富な風を捉えた。
• 後処理段階で中性子体放射度を変化させ、Yeおよび核合成に与える影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 二重中性子星合体からのハイパーマスティブネイチュラルスター（HMNS）風は、GW170817で観測された青色キリロナヴァ成分を生成できるか？
• RQ2 HMNS風からのr過程核合成生成物はどのようなものであり、太陽のr過程ピークと比べてどう異なるか？
• RQ3 HMNS噴出物における電子数分率（Ye）分布は、中性子体放射度と力学的状態にどのように依存するか？
• RQ4 HMNS駆動噴出物の予測されるキリロナヴァ光曲線の進化、特にピーク時刻と視等級はどのようになるか？
• RQ5 HMNS風は青色キリロナヴァを生成できるのか、それともランタニド生成により赤色キリロナヴァを生成してしまうのか？

主な発見

• HMNS風は合計で約5 × 10⁻³ M⊙の質量を噴出しており、速度は約0.1–0.3cに達し、青色キリロナヴァ成分と整合的である。
• 電子数分率（Ye）分布は、中性子体放射度に応じて約0.25から0.4の範囲にピークを示し、青色キリロナヴァ条件と広く整合的である。
• r過程元素の生成パターンには顕著な第三ピークがなく、太陽のr過程パターンとは異なり、第二ピーク以降の有意な生成は見られない。
• キリロナヴァ全波長光度曲線は約1日以内にピークに達し、赤外線JバンドおよびHバンドで最も明るい発光を示し、ピーク視等級は約18.3に達した。
• ピーク時の有効光球温度は約4000 Kであり、発光はr過程核の放射性崩壊に主に支配されていた。
• より長寿命な残渣（例：100 ms）では、合計噴出物質量は約10⁻² M⊙に増加し、より明るいキリロナヴァをもたらすが、スペクトル的進化は依然として赤外線優位のままだった。