[論文レビュー] X-ray flares following short gamma-ray bursts from shock heating of binary stellar companions

Andrew MacFadyen, E. Ramírez-Ruiz+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 6, 2005

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 24被引用数 14

ひとこと要約

本稿では、短いガンマ線バースト（GRB）に続くX線フレアが、長期間にわたる中心部の活動ではなく、GRBの噴流によってショック加熱される連星の星候補から生じると提案する。約10^12 cmの距離で、やや相対論的でない物質の噴流が赤色超巨星のエンベロープと相互作用することで、約100秒にわたる明るいフレアが発生し、エネルギーは約6×10^49 ergに達する。これはGRB050724およびGRB050709の観測と一致する。

ABSTRACT

The discovery of long-lasting (~100 s) X-ray flares following short gamma-ray bursts initially called into question whether they were truly classical short-hard bursts. Opinion over the last few years has coalesced around the view that the short-hard bursts arise from the merger of pairs of neutron stars, or a neutron star merging with a stellar-mass black hole. The natural timescales associated with these processes, however, essentially preclude an X-ray flare lasting ~100 s. Here we show that an interaction between the GRB outflow and a non-compact stellar companion at a distance of ~a light-minute provides a natural explanation for the flares. In the model, the burst is triggered by the collapse of a neutron star after accreting matter from the companion. This is reminiscent of type Ia supernovae, where there is a wide distribution of delay times between formation and explosion, leading to an association with both star-forming galaxies and old ellipticals.

研究の動機と目的

• 短いガンマ線バーストに続く長期間（100秒）のX線フレアの起源を説明すること。これは標準的な合体モデルに挑戦する。
• 中性子星やブラックホールの合体から予想される短時間発光と観測されたフレアとの間に生じる矛盾を解消すること。
• GRBの噴流と非コンactな星候補との相互作用を含む代替メカニズムを提示し、フレアの明るさと持続時間の両方を説明すること。
• 赤色超巨星の星候補がGRBの噴流によってショック加熱され、観測された光曲線およびエネルギー特性と自然に整合するフレアを生成できることを示すこと。
• 中性子星の降着誘発的崩壊を含む連星進化のシナリオと結びつけることで、短いGRBが若年齢および高齢の星族の両方と関連することを説明すること。

提案手法

• 約1光分の距離（～10^12 cm）における、相対論的GRBの噴流シェル（Γi ~ 400）と赤色超巨星の星候補のエンベロープとの相互作用をモデル化する。
• 流体力学的シミュレーションを用いて、噴流シェルが星の表面でΓi ~ 400からΓf ~ 1に減速する過程で、強いショック波がどのように形成され、どのように伝播するかを追跡する。
• エネルギー散逸率の推定式 ẋE ≈ E c / (4 R∗) を適用し、E ~ 10^51 erg および R∗ ~ 10^12 cm の条件下で、明るさが約7.5×10^48 erg/sに達することを示す。
• 内部エネルギーの時間発展と光曲線の進化をシミュレートし、約100秒の期間で急激に上昇・下降する光曲線を再現し、観測されたフレアと一致させること。
• 減速する速い噴流が遅い物質に追いつくことで形成されるリフレッシュドショック機構を用いて、GRB050724における後続の再発光（～10^4 s）を説明する。
• 相互作用後の進化を評価し、エンベロープの拡張や、光学的・赤外線的に薄い破片から生じる微弱な瞬時的変光（optical transient）の可能性を検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ一部の短いガンマ線バーストは、コンパクトな連星合体から予想される短時間発光とは対照的に、約100秒にわたるX線フレアを示すのか？
• RQ2 長期間にわたる中心部の活動とは異なる物理的メカニズムによって、観測された明るさと時間スケールのX線フレアを説明できるか？
• RQ3 どのような前身星系が、星形成銀河および高齢の楕円銀河の両方で観測されるように、短いGRBに続く遅延した長期間フレアを可能にするのか？
• RQ4 GRBの噴流が星候補をショック加熱することで、プロンプトなガンマ線バーストの後に到着するX線放射がどのように生成されるのか？
• RQ5 この相互作用によって生じる観測的特徴は、X線フレア以外にも存在するのか？それらは前身星系の制約にどのように寄与するのか？

主な発見

• GRBの噴流が赤色超巨星の星候補と約10^12 cmの距離で相互作用することで、明るさが約7.5×10^48 erg/sのショック加熱フレアが生成され、観測値と整合する。
• フレアの持続時間（約100秒）とエネルギー（GRB050724では約6×10^49 erg）は観測と一致し、内部エネルギーの散逸がシェルが星の表面に到達した直後にピークに達することが示された。
• シミュレーションにより、ショック波の急激な形成と星の表面でのエネルギー散逸が再現され、シェルが星を完全に飲み込むと同時にエネルギー散逸が急激に終了することが確認された。
• 本モデルは、GRB050724における約10^4 sの再発光を、速い噴流が遅い物質に追いついて形成されるリフレッシュドショックによって説明できる。
• ショック加熱により星候補のエンベロープに約10^48 ergのエネルギーが堆積され、星が爆発するのではなく、膨張する。その結果、GRBから数週間後に微弱な赤外線／光学的瞬時的変光が生じる可能性がある。
• 中性子星の降着誘発的崩壊からブラックホールが形成される前身星のシナリオは、短いGRBが若年齢および高齢の星族の両方と関連することを説明でき、Type Ia超新星と類似している。