[論文レビュー] The role of turbulence and winding in the development of large-scale, strong magnetic fields in long-lived remnants of binary neutron star mergers

Ricard Aguilera-Miret, Carlos Palenzuela+2 more|arXiv (Cornell University)|Jul 10, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、勾配サブグリッドスケールモデルを用いた高分解能大渇き乱流シミュレーション（LES）を用い、長寿命の二重中性子星合体残骸における磁場の進化を調査した。約30 ms後に磁場巻きつきによってトロイダル成分が線形に増大するのに対し、ポリロイダル成分は約90 ms以降に小スケールで成長を開始する。これは、シミュレーション時間スケール内では大スケールのポリロイダル磁場やジェットが形成されないことを示しており、初期に強いダイポール磁場があることは現実の合体後のトポロジーと整合しない。

ABSTRACT

We perform a long and accurate Large-Eddy Simulation of a binary neutron star merger, following the newly formed remnant up to 110 milliseconds. The combination of high-order schemes, high-resolution and the gradient subgrid-scale model allow us to have among the highest effective resolutions ever achieved. Our results show that, although the magnetic fields are strongly amplified by the Kelvin-Helmholtz instability, they are coherent only over very short spatial scales until t \gtrsim 30 ms. Around that time, magnetic winding becomes more efficient leading to a linear growth of the toroidal component and slowly ordering the field to more axisymmetric, large scales. The poloidal component only starts to grow at small scales at much later times t \gtrsim 90 ms, in a way compatible with the magneto-rotational instability. No strong large-scale poloidal field or jet is produced in the timescales spanned by our simulation, although there is an helicoidal structure gradually developing at late times. We highlight that soon after the merger the topology is always strongly dominated by toroidal structures, with a complex distribution in the meridional plane and highly turbulent perturbations. Thus, starting with strong purely dipolar fields before the merger is largely inconsistent with the outcomes of a realistic evolution. Finally, we confirm the universality of the evolved topology, even when starting with very different magnetic fields confined to the outermost layers of each neutron star.

研究の動機と目的

• 長寿命の二重中性子星合体残骸における大スケールで強い磁場の発展を調査すること。
• 合体後の磁場トポロジーを形作る乱流と磁場巻きつきの役割を評価すること。
• 初期に強い大スケールのポリロイダル磁場が現実の合体ダイナミクスと物理的に整合するかどうかを評価すること。
• 異なる初期磁場配置と数値解像度の下での磁場進化の頑健性をテストすること。
• 解像度の高いLESに勾配SGSモデルを適用した場合、微小スケール乱流が解像されない中で、主要なMHD不安定性と磁場進化を捉えられるかどうかを検証すること。

提案手法

• 110 msまでにわたる二重中性子星合体の長時間かつ高精度な大渇き乱流シミュレーション（LES）を実施。
• 高次精度数値スキームと勾配サブグリッドスケール（SGS）モデルを用い、有効解像度を向上させ、未解像MHDダイナミクスを捉える。
• 現実的な状態方程式を用い、初期配置で外層に限定されるか、星全体に分布する磁場を含めた合体をシミュレート。
• ポリロイダル成分とトロイダル成分の磁場進化を追跡し、一貫性、増大率、トポロジーに注目。
• ケルビン＝ヘルムホルツ不安定性（KHI）、磁場巻きつき、磁気力学的不安定性（MRI）の相乗的相互作用を分析。
• 異なる初期磁場配置と数値解像度の結果を比較し、収束性と頑健性を評価。

Figure 1: Magnetic field evolution in the orbital plane . The magnetic field strength $|\vec{B}|$ is shown in logarithmic scale at times $t=\{0.5,1.25,2.5,3.75,5,15,25,50,110\}$ ms after the merger. Outer and inner black lines depict density contours of $\rho=10^{13}~{}\rm{g~{}cm^{-3}}$ and $5\times

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 乱流と磁場巻きつきは、長寿命の二重中性子星合体残骸における大スケール磁場の増大と一貫性にどのように影響するか？
• RQ2 初期磁場配置（例：ダイポール対外層に局在化した磁場）が、最終的な磁場トポロジーと進化にどの程度影響を及えるか？
• RQ3 LESにおける勾配SGSモデルが、KHI や MRI などの未解像MHD不安定性の本質的ダイナミクスを正確に捉えられるか？
• RQ4 強い初期ポリロイダル磁場を仮定したシミュレーションが、現実の合体残骸におけるトロイダル磁場優位性を再現できないのはなぜか？
• RQ5 大スケールポリロイダル磁場はどのスケールで成長を開始し、それはジェット形成機構と整合するか？

主な発見

• ケルビン＝ヘルムホルツ不安定性（KHI）により磁場は強く増幅されるが、t ≳ 30 ms までに一貫性が数kmスケールに限定される。
• 約30 ms以降、磁場巻きつきが支配的となり、トロイダル磁場成分の時間に比例する線形増大が促進され、軸対称的で大スケールの整列が進行する。
• ポリロイダル磁場成分の強度は、t ≳ 90 ms までほとんど変化せず、その後小スケールで増大を開始し、磁気力学的不安定性（MRI）と整合的である。
• 110 msのシミュレーション時間スケール内では、強い大スケールポリロイダル磁場や相対論的ジェットは形成されないが、ヘリコイダル構造が徐々に発達する。
• 初期に完全にダイポール型の磁場がある場合、合体後のトポロジーとは整合せず、初期配置に関わらず、合体後は乱流的でトロイダルな構造が支配的になる。
• 磁場増幅と進化は、外層に局在化した初期磁場分布か、星全体に広がる磁場分布かに関わらず、一貫しており、磁場トポロジーの普遍的進化が示唆される。

Figure 2: 2D plots in the meridional plane . The rows show, from top to bottom, the rest-mass density in [g cm -3 ], magnetic field intensity in [G], angular velocity of the fluid $\Omega$ in [rad s -1 ], and inverse of $\beta$ factor, at $t=\{10,50,100\}$ ms after the merger (first, second and thir