[논문 리뷰] Coalescing neutron stars -- a step towards physical models. II. Neutrino emission, neutron tori, and gamma-ray bursts

M. Ruffert, Janka, H. -Th.외 2명|ArXiv.org|1996. 06. 30.

Pulsars and Gravitational Waves Research참고 문헌 3인용 수 66

한 줄 요약

이 연구는 등질량 중성자별 병합의 3차원 뉴턴역학 유체역학 시뮬레이션에서 중성미자 방출과 $\oldebar{\olde}$-결합을 조사하며, 최고 중성미자 빛의 세기는 $1-1.5 \times 10^{53}$ erg/s로 나타나며, 이 중 90–95%는 뜨겁고 질량이 큰 토러스에서 기인한다. 고에너지 침착률($3-4 \times 10^{50}$ erg/s)에도 불구하고, $\oldebar{\olde}$-결합에서 발생하는 총 에너지는 약 1000배 부족하여 천체론적 감마선 폭발을 일으키기에는 부족하며, 제트 빔형 또는 추가적인 질량 흡착 토러스 기여를 고려하지 않으면 안 된다.

ABSTRACT

Three-dimensional hydrodynamical, Newtonian calculations of the coalescence of equal-mass binary neutron stars are performed, including a physical high-density equation of state and a treatment of the neutrino emission of the heated matter. The total neutrino luminosity climbs to a maximum value of 1--$1.5\cdot 10^{53}$~erg/s of which 90--95\% originate from the toroidal gas cloud surrounding the very dense core formed after the merging. When the neutrino luminosities are highest, $ν\barν$-annihilation deposits about 0.2--0.3\% of the emitted neutrino energy in the immediate neighborhood of the merger, and the maximum integral energy deposition rate is 3--$4\cdot 10^{50}$~erg/s. Since the $3\,M_{\odot}$ core of the merged object will most likely collapse into a black hole within milliseconds, the energy that can be pumped into a pair-photon fireball is insufficient by a factor of about 1000 to explain $γ$-ray bursts at cosmological distances with an energy of the order of $10^{51}/(4π)$~erg/steradian. Analytical estimates show that the additional energy provided by the annihilation of $ν\barν$ pairs emitted from a possible accretion torus of $\sim 0.1\,M_{\odot}$ around the central black hole is still more than a factor of 10 too small, unless focussing of the fireball into a jet-like expansion plays an important role. About $10^{-4}$--$10^{-3}$~$M_\odot$ of material lost during the neutron star merging and swept out from the system in a neutrino-driven wind might be a site for nucleosythesis. Aspects of a possible r-processing in these ejecta are discussed.

연구 동기 및 목표

• 실제 상태방정식을 사용하여 이중 중성자별의 융합 과정에서의 유체역학 및 중성미자 방출을 모델링하기 위해.
• $\noldebar{\nolde}$-결합이 감마선 폭발을 일으킬 수 있는 잠재력을 평가하기 위해 에너지 침착률을 추정함으로써.
• 관측된 폭발 빛의 세기와 예측된 에너지 출력을 비교하여 중성자별 병합이 천체론적 감마선 폭발의 원천으로 가능한지 평가하기 위해.
• 중성자-rich 방출물과 질량 흡착 토러스의 형성 및 특성, 그리고 뉴클레오신테시스와 상대론적 화염공의 바이로닉 오염에 대한 영향을 조사하기 위해.

제안 방법

• 등질량 중성자별의 융합을 모의하기 위해 3차원 유체역학적 시뮬레이션을 수행하며, 조각별 파라볼릭 방법(PPM)을 사용함.
• 중성자별 물질를 기술하고 중성미자 방출 계산을 가능하게 하기 위해 Lattimer & Swesty(1991) 상태방정식을 통합함.
• 융합 후 단계 동안 $\nu_e$, $\bar{\nu}_e$, 및 $\nu_x$ 종류의 중성미자 빛의 세기와 평균 에너지를 계산함.
• 중성미자 스펙트럼과 공간 분포를 사용하여 융합된 물체 주변의 $\nolde\bar{\nolde}$-결합 에너지 침착률을 평가함.
• 총 $\nolde\bar{\nolde}$-결합 에너지의 양을 분석적으로 추정하고, 천체론적 감마선 폭발에 필요한 $10^{51}$ erg/스테라디안 에너지와 비교함.
• 역학적 방출과 중성미자 구동 풍에 의한 질량 오염 평가 및 상대론적 화염공 형성에 미치는 영향 분석함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 병합 중성자별에서의 $\nolde\bar{\nolde}$-결합 에너지는 천체론적 감마선 폭발을 일으킬 수 있는 충분한 빛의 세기를 제공할 수 있는가?
• RQ2 융합 후 단계에서 발생하는 최고 중성미자 빛의 세기와 평균 에너지는 얼마이며, 공간적으로 어떻게 분포되어 있는가?
• RQ3 융합된 물체 주변에서 $\nolde\bar{\nolde}$-결합에 의한 에너지 침착률은 얼마이며, 이는 상대론적 화염공을 형성하기에 충분한가?
• RQ4 방출물의 질량과 조성은 무엇이며, 질량 오염은 상대론적 화염공 모델의 타당성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 후기 융합 질량 흡착 토러스나 제트 빔형 효과로부터 추가 에너지가 $\nolde\bar{\nolde}$-결합 에너지의 부족을 보완할 수 있는가?

주요 결과

• 총 중성미자 빛의 세기는 $1-1.5 \times 10^{53}$ erg/s로 최고에 도달하며, 이 중 90–95%는 중심 약 $3\,M_\odot$ 물체를 둘러싼 뜨겁고 질량이 큰 토러스형 기체에서 기인한다.
• 중성미자 평균 에너지는 $\nu_e$ 약 12 MeV, $\bar{\nu}_e$ 약 20 MeV, $\nu_x$ 약 27 MeV이며, $\bar{\nu}_e$의 빛의 세기는 다른 종류보다 3–6배 높다.
• 융합 바로 주변에서 $\nolde\bar{\nolde}$-결합에 의한 에너지 침착률의 최대치는 $3-4 \times 10^{50}$ erg/s에 이른다.
• 총 $\nolde\bar{\nolde}$-결합에서 이용 가능한 에너지는 천체론적 감마선 폭발에 필요한 $\sim 10^{51}$ erg/스테라디안 에너지보다 약 1000배 부족하다.
• 약 $10^{-4}\,M_\odot}$의 중성자-rich, 낮은 엔트로피 물질이 역학적으로 방출되며, 최대 $10^{-2}\,M_\odot}$의 고엔트로피, 중성자-rich 물질이 중성미자 구동 풍에 의해 끌려나간다. 이는 상대론적 화염공의 형성에 심각한 위협이 된다.
• 가능한 질량 흡착 토러스에서의 $\nolde\bar{\nolde}$-결합 에너지는 제트 빔형 또는 집중 메커니즘을 고려하지 않으면 여전히 10배 이상 부족하다.