[論文レビュー] What powered AT2017gfo associated with GW170817

Shao-Ze Li, Liang-Duan Liu+2 more|arXiv (Cornell University)|Apr 18, 2018

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 2

ひとこと要約

論文は、GW170817に関連する光的遷移源AT2017gfoが、r過程の放射性崩壊によるエネルギー供給に加えて、長寿命の中性子星残骸からのエネルギー注入によって駆動されたものであると提唱している。このモデルは、数値シミュレーションから得られる崩壊物質量と光学深さと整合的に、初期および後期の放射成分を一貫して説明でき、合体後に形成された超質量で磁場が弱い中性子星が存在したことを示唆している。

ABSTRACT

The groundbreaking discovery of the optical transient AT2017gfo associated with GW170817 opens a unique opportunity to study the physics of double neutron star mergers. We argue that the standard interpretation of AT2017gfo as being powered by r-process radioactive decay faces the challenge of simultaneously accounting for the peak luminosity and peak time of the event, since it is not easy to achieve the required high mass, and especially the low opacity of the ejecta required to fit the data. A plausible solution would be to invoke an additional energy source, which is probably provided by the merger product. We consider energy injection from two types of the merger products: (1) a post-merger black hole powered by fallback accretion; and (2) a long-lived neutron star (NS) remnant. The former case can only account for the early emission of AT2017gfo, with the late emission still powered by radioactive decay. In the latter case, both early and late emission components can be well interpreted as due to energy injection from a spinning-down NS, with the required mass and opacity of the ejecta components well consistent with known numerical simulation results. We suggest that there is a strong indication that the merger product of GW170817 is a long-lived (supra-massive or even permanently stable), low magnetic field NS. The result provides a stringent constraint on the equations of state of NSs.

研究の動機と目的

• 標準的なr過程崩壊モデルにおけるAT2017gfoのピーク輝度とピーク時刻を説明する際の矛盾を解消すること。
• 合体残骸からの追加的エネルギー源が観測された光曲線をよりよく説明できるかどうかを調査すること。
• 合体後のブラックホールに降着が続く場合と、長寿命の中性子星が残る場合の2つの合体生成物をエネルギー源として評価すること。
• 観測による崩壊物質量と光学深さの制約を用いて、中性子星残骸の性質を制約すること。
• 推定された残骸の性質に基づいて、中性子星の状態方程式に対する厳密な制約を与えること。

提案手法

• 主にスピンダウンによるエネルギー注入を中性子星残骸から供給するモデルを用いて、AT2017gfoの光曲線をモデリングすること。
• 中性子星のスピンダウンから予測される光曲線と、複数のバンドでの観測光度データを比較すること。
• 中性子星合体の数値シミュレーションから得られた崩壊物質量と光学深さの値を用いて、モデルのパラメータを制約すること。
• 合体後のブラックホールに降着が続くという代替シナリオを評価し、初期放射のみを説明できるかどうかを検討すること。
• 中性子星モデルが観測されたピーク時刻、ピーク輝度、スペクトル進化と整合的であるかを評価すること。
• 観測された低光学深さと必要な崩壊物質量を適用して、磁場強度や寿命などの残骸の性質を推定すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 必要な崩壊物質量と光学深さを考慮した場合、観測されたAT2017gfoの光曲線はr過程の放射性崩壊のみで一貫して説明可能か？
• RQ2 長寿命の中性子星残骸からのエネルギー注入は、標準的な放射性崩壊よりも、AT2017gfoの全光曲線をよりよく適合させるか？
• RQ3 観測された放射は、合体残骸の性質、特に寿命と磁場強度にどのような意味を持つのか？
• RQ4 観測された輝度とピーク時刻は、中性子星合体のシミュレーションにおける崩壊物質量と光学深さにどのように制約を加えるか？
• RQ5 データは、特に超質量中性子星の安定性と最大質量に関して、中性子星の状態方程式にどのような含意を持つのか？

主な発見

• 標準的なr過程崩壊モデルでは、必要な崩壊物質量と光学深さの両方を満たすことが困難であり、AT2017gfoのピーク輝度とピーク時刻を同時に再現できない。
• 合体後のブラックホールに降着が続くシナリオでは、初期放射のみを説明でき、後期成分は説明できない。
• 長寿命の中性子星残骸は、スピンダウンに伴うエネルギー注入によって、初期および後期の両方の放射成分を一貫して説明できる。
• 中性子星モデルにおける必要な崩壊物質量と光学深さは、中性子星合体の数値シミュレーションの結果とよく一致している。
• データは、合体残骸が超質量または永久的に安定した中性子星であり、磁場が弱い可能性が高いことを強く示唆している。
• この結果は、長寿命の高質量中性子星を支持する「硬い」状態方程式を強く制限するものである。