[論文レビュー] Self-consistent picture of the mass ejection from a one second-long binary neutron star merger leaving a short-lived remnant in general-relativistic neutrino-radiation magnetohydrodynamic simulation

Kenta Kiuchi, Sho Fujibayashi+4 more|arXiv (Cornell University)|Nov 14, 2022

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、軟い状態方程式（SFHo）を用いた1秒間の二重中性子星合体における一般相対性理論的でニュートリノ放射を含む磁気流体力学的シミュレーションを初めて実施し、動的および乱流的後合体の質量噴出を解像度を保って再現した。2つの異なる噴出物成分を特定した。高速でやや相対論的である動的噴出物と、遅く、乱流粘性が駆動する後合体噴出物であり、後者の電子番数はr過程の臨界値に近く、レアアース元素の効率的生成を示唆している。

ABSTRACT

We perform a general-relativistic neutrino-radiation magnetohydrodynamic simulation of a one second-long binary neutron star merger on Japanese supercomputer Fugaku using about $72$ million CPU hours with $20,736$ CPUs. We consider an asymmetric binary neutron star merger with masses of $1.2$ and $1.5M_\odot$ and a `soft' equation of state SFHo. It results in a short-lived remnant with the lifetime of $\approx 0.017$\,s, and subsequent massive torus formation with the mass of $\approx 0.05M_\odot$ after the remnant collapses to a black hole. For the first time, we confirm that after the dynamical mass ejection, which drives the fast tail and mildly relativistic components, the post-merger mass ejection from the massive torus takes place due to the magnetorotational instability-driven turbulent viscosity and the two ejecta components are seen in the distributions of the electron fraction and velocity with distinct features.

研究の動機と目的

• 自己一貫的なニュートリノ放射と磁気流体力学を伴う1秒間の完全な二重中性子星合体のシミュレーションを実施すること。
• 動的段階および後合体トーラスからの質量噴出プロセス、特に磁気回転不安定性（MRI）が噴出物を駆動する役割を解明すること。
• 噴出物の核合成的影響を調査すること、特に電子番数分布とr過程元素生成への関連性を明らかにすること。
• GW170817とGRB 170817Aの間の観測された1.7秒の遅延を踏まえ、相対論的ジェットがどのように発射可能かを検討すること。
• シミュレーション期間、解像度、BHスピンがPoyntingフラックス支配の噴出物の出現に与える影響を評価すること。

提案手法

• Fugakuスパコンを用いて、20,736コアと約8500万CPU時間の一般相対性理論的ニュートリノ放射磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションを実施した。
• 中性子星物質に軟い状態方程式（SFHo）を用い、質量が1.2と1.5 M☉の非対称な二重星系をシミュレーションした。
• トレーサー粒子を用いて質量噴出を追跡し、電子番数、エントロピー、および最終速度の分布を噴出物成分ごとに計算した。
• 適応メッシュ細分化を用いた有限体積法と高解像度有限体積スキームを採用し、乱流粘性およびMRI成長を解像度を保って再現した。
• 簡略化されたニュートリノ輸送スキームを用いて、ニュートリノの放射度およびエネルギーフラックスを計算し、エネルギーとエントロピー輸送をモデル化した。
• 噴出物の発生時刻に基づき、噴出物成分を定義した：動的（約0.1秒以内）および後合体（0.1秒からBH形成時（約0.017秒）まで）。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 二重中性子星合体の過程およびその後に質量噴出を駆動する物理的メカニズムは何か。また、これらは1つの長期的シミュレーションで解像可能か。
• RQ2 現実的なGRMHD設定下で、MRIが引き起こす乱流粘性は、後合体噴出物の形成と性質にどのように寄与するか。
• RQ3 後合体噴出物の電子番数分布は何か。これは効率的なr過程核合成を支持するか。
• RQ4 なぜPoyntingフラックス支配の噴出物がシミュレーションで観測されなかったのか。BHスピン、グリッド解像度、フォールバックダイナミクスはジェット形成にどのように影響するか。
• RQ5 シミュレートされた噴出物の性質（質量、速度、組成）は、AT 2017gfoの観測的制約とどの程度一致するか。

主な発見

• ハイパーマスティブネイチャー星の短命な残渣が解像され、約0.017秒の寿命を経てブラックホールに崩壊した。
• 2つの異なる噴出物成分が特定された：質量が約6×10⁻³ M☉の動的噴出物と、MRIによって駆動される乱流粘性が支配する後合体噴出物（質量約8×10⁻³ M☉）。
• 後合体噴出物の電子番数Yₑはピーク時に約0.26–0.27であり、ランタニドフリーr過程核合成の臨界値（約0.25）に近く、効率的なレアアース元素生成を示唆している。
• BH崩壊後に形成されたトーラス質量は約0.002 M☉であり、合体後約1.1秒における総噴出物質量は約0.014 M☉であった。
• 顕著なPoyntingフラックス支配の噴出物は観測されず、これは中程度のBHスピン、フォールバックの圧力、短いシミュレーション期間、解像度の制限による可能性が高い。
• シミュレーションはSFHo状態方程式が不適切である可能性を示唆している。AT 2017gfoの簡易キロノーバ光曲線モデリングでは通常Mₑ𝗂𝗂 ≈ 0.05 M☉の噴出物質量を要するが、本シミュレーションではそれより少ない質量が予測された。