[論文レビュー] Ultra-Relativistic Counterparts to Binary Neutron Star Mergers in Every Direction, X-ray-to-Radio Bands and Second-to-Day Timescales

Koutarou Kyutoku, Kunihito Ioka+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 25, 2012

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、二重中性子星合体が、外層殻物質の衝撃加速度によって超相対論的電磁対応体を生成し、数秒から数日かけてX線から電波帯にかけてシンクロtronフレアを発生すると提案している。これらのフレアは、Swift や EVLA といった機器で検出可能であり、全視角において早期の局在化と合体タイプの分類を可能にする。

ABSTRACT

We propose a possibility of ultrarelativistic electromagnetic counterparts to gravitational waves from binary neutron star mergers at nearly all the viewing angles. Our proposed mechanism relies on the merger-shock propagation accelerating a smaller mass in the outer parts of the neutron star crust to a larger Lorentz factor $\Gamma$ with smaller energy $\sim 10^{47} \Gamma^{-1}$ erg. This mechanism is difficult to resolve by current 3D numerical simulations. The outflows emit synchrotron flares for seconds to days by shocking the ambient medium. Ultrarelativistic flares shine at an early time and in high-energy bands, potentially detectable by current X-ray to radio instruments, such as Swift XRT and Pan-STARRS, and even in low ambient density $\sim 10^{-2}$ cm$^{-3}$ by EVLA. The flares probe the merger position and time, and the merger types as black hole--neutron star outflows would be non-/mildly relativistic.

研究の動機と目的

• 二重中性子星合体からの重力波に対して、全視角において超相対論的電磁対応体の存在を調査すること。
• 3次元数値モデルにおいて、衝撃駆動加速された外層殻物質のシミュレーションの課題に対処すること。
• 高エネルギーのフレアを通じて、合体位置、時刻、タイプを調べられる検出可能な電磁的シグネチャを特定すること。
• ブラックホール–中性子星と中性子星–中性子星合体の噴流の相対論的性質に基づいて、それらを区別すること。

提案手法

• 中性子星の外層殻における合体衝撃波の伝播をモデル化し、低質量物質を高いローレンツ因子に加速すること。
• 加速された噴流のエネルギー予算を ∼10^47 Γ^−1 erg と推定し、ローレンツ因子 Γ に反比例するようにスケーリングすること。
• 数秒から数日スケールで、衝撃を受けた噴流が周囲媒体と相互作用するシンクロtron放射をシミュレートすること。
• さまざまな周囲密度下で、現在の機器（Swift XRT、Pan-STARRS、EVLA）を用いた検出可能性を評価すること。
• 相対論的衝撃力学を用いて、X線から電波帯にわたるフレアを予測し、初期時間発光に特に注目すること。
• ブラックホール–中性子星と中性子星–中性子星合体の予測を、噴流のローレンツ因子に基づいて比較すること。

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超相対論的噴流が、全視角において検出可能な電磁対応体を生成できるか？
• RQ2 外層殻における衝撃加速物質のエネルギー予算とローレンツ因子分布は何か？
• RQ3 得られるシンクロtronフレアの明るさとスケールは、X線から電波帯にわたってどのように変化するか？
• RQ4 現実的な周囲密度下で、これらのフレアを検出可能な現在の機器は何か？
• RQ5 噴流の相対論的性質が、ブラックホール–中性子星と中性子星–中性子星合体の残渣を区別するのを支援できるか？

主な発見

• 外層殻物質の効率的な加速のおかげで、合体衝撃波から生じる超相対論的フレアは、全視角において生成可能である。
• 加速された噴流のエネルギーは ∼10^47 Γ^−1 erg とスケーリングされ、ローレンツ因子が高くなるほど合計エネルギーが減少する。
• Swift XRT や Pan-STARRS といった機器で、数秒から数日スケールでX線から電波帯にわたるフレアが検出可能である。
• 周囲密度が低くても（∼10^−2 cm^−3 でも）、EVLA はこれらのフレアを検出可能であり、観測可能性の可能性が向上する。
• フレアは合体の早期局在化を提供し、噴流の相対論的性質に基づいて合体タイプの分類を支援する。
• ブラックホール–中性子星合体は、非相対論的またはやや相対論的でない噴流を生成するが、これに対して中性子星–中性子星対応体は超相対論的である。