[논문 리뷰] Kilonovae of binary neutron star mergers leading to short-lived remnant neutron star formation

Kyohei Kawaguchi, Sho Fujibayashi외 4명|arXiv (Cornell University)|2023. 06. 12.

Gamma-ray bursts and supernovae인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 20ms 이내에 블랙홀로 붕괴하는 일시적인 거대 중성자별(MNS)을 형성하는 이중 중성자별 합병에서 발생하는 카이론로바 복사에 대해 조사한다. 일관된 수치상대론적 및 핵종합 시뮬레이션을 사용하여, 이러한 카이론로바는 장수하는 MNS에서 발생하는 것보다 뚜렷이 어두우며 짧은 수명을 가지며, 특히 적외선 대역에서 그러하다. 이는 GW170817과 연관된 AT2017gfo 복사와 일치하지 않으며, GW170817 잔재가 그렇게 빨리 붕괴하지 않았을 가능성이 있음을 시사한다. 초기 적외선 및 근적외선 관측은 이러한 사건을 탐지하는 데 필수적이며, 이는 그들이 감마선 폭발 후광에 의해 가려질 수 있기 때문이다.

ABSTRACT

We study kilonova emission from binary neutron star (BNS) mergers for the case that a remnant massive neutron star (MNS) forms and collapses to a black hole within $20$ ms after the onset of the merger (which we refer to as "a short-lived case") by consistently employing numerical-relativity and nucleosynthesis results. We find that such kilonovae are fainter and last shorter than those for BNSs resulting in the formation of long-lived ($\gg 1\,{ m s}$) MNSs, in particular in the optical band. The resulting light curves are too faint and last for a too short duration to explain the kilonova observation for the BNS associated with GW170817, indicating that the merger remnant formed in GW170817 is unlikely to have collapsed to a black hole within a short period of time ($\sim 20$ ms) after the onset of the merger. Our present result implies that early observation is necessary to detect kilonovae associated with BNSs leading to short-lived MNS formation in particular for the optical blue band as well as that kilonovae could be hidden by the gamma-ray burst afterglow for nearly face-on observation. We provide a possible approximate scaling law for near-infrared light curves with the given reference time and magnitude when the decline power of the ${\it z}$-band magnitude, $d M_{\it z}/d{ m log}_{10}t$, reaches $2.5$. This scaling law suggests that the ${\it HK}$-band follow-up observation should be at least $1$ mag deeper than that for the ${\it z}$-band reference magnitude and earlier than 4 times the reference time.

연구 동기 및 목표

• 이중 중성자별 합병에서 형성된 일시적인 거대 중성자별(MNS)이 20ms 이내에 블랙홀로 붕괴하는 경우 발생하는 카이론로바의 전자기적 서명을 규명하는 것.
• 이러한 일시적인 MNS 카이론로바가 GW170817와 연관된 관측된 카이론로바 AT2017gfo를 설명할 수 있는지 평가하는 것.
• 감마선 폭발 후광에 의한 가림과 같은 관측적 과제를 규명하고 향후 다중 메신저 관측을 안내하는 것.
• 최적의 후속 관측 전략을 안내하기 위해 근적외선 빛의 곡선에 대한 스케일링 법칙을 수립하는 것.

제안 방법

• 다양한 상태방정식을 가진 이중 중성자별 시스템에서의 융합 역학과 질량 분출을 모델링하기 위해 일관된 수치상대론적 시뮬레이션을 사용한다.
• 시뮬레이션에서 도출된 핵종합 수확량을 이용해 분출 물질의 조성과 방사성 가열 속도를 결정한다.
• 시뮬레이션에서 유도된 투과도 표와 가열 프로파일을 사용하여 빛의 곡선을 계산하기 위해 복사전달 시뮬레이션을 수행한다. 이는 적외선 및 근적외선 대역을 포함한다.
• 빛의 곡선을 AT2017gfo(GW170817) 및 GRB130603B의 관측 결과와 비교하여 일시적인 MNS 시나리오와의 일치성을 시험한다.
• 기준 시간에서 z-대역 magnitude의 감쇠 지수를 바탕으로 근적외선 빛의 곡선에 대한 스케일링 법칙을 유도한다.
• 비-등온 상태 스펙트럼 특징과 비대칭적 분출 물질 형태의 영향을 평가하기 위해 이러한 영향을 모델에 포함시킨다.

Figure 1: Rest-mass density profiles at $t=0.1\,{\rm d}$ obtained by the HD simulations. The top-left, top-right, bottom-left, and bottom-right panels display the results for models SFHo-135135, SFHo-130140, SFHo-125145, and SFHo-120150, respectively. The gray curves in each panel denote the contour

실험 결과

연구 질문

• RQ1 20ms 이내에 붕괴하는 일시적인 MNS를 형성하는 이중 중성자별 합병에서 발생하는 카이론로바가 AT2017gfo의 관측된 특성을 재현할 수 있는가?
• RQ2 왜 일시적인 MNS 합병에서 발생하는 카이론로바는 장수하는 MNS에서 발생하는 것보다 특히 적외선 대역에서 어두우며 짧은 수명을 가지는가?
• RQ3 다중 파장 관측에서 일시적인 MNS 카이론로바는 어느 정도 감마선 폭발 후광에 의해 가려지는가?
• RQ4 특히 근적외선 대역에서 어떤 관측 전략이 이러한 일시적인 MNS 카이론로바의 탐지 확률을 최대화하는가?
• RQ5 비대칭적 분출 물질 형태와 스펙트럼 특징(예: Sr p-Cygni 프로파일)은 카이론로바 빛의 곡선 해석에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 일시적인 MNS 형성에서 발생하는 카이론로바는 질량 분출 감소와 짧아진 방사성 가열 시간 상수로 인해 장수하는 MNS에서 발생하는 것보다 특히 적외선 대역에서 뚜렷이 어두우며 짧은 수명을 가진다.
• 관측된 카이론로바 AT2017gfo는 일시적인 MNS 시나리오와 일치하지 않으며, 이는 GW170817 잔재가 20ms 이상 생존했을 가능성이 있음을 시사한다.
• 일시적인 MNS 카이론로바의 적외선 및 근적외선 복사량은 특히 정면 시야 기준에서 감마선 폭발 후광 복사에 의해 종종 가려진다.
• 근적외선 빛의 곡선에 대한 스케일링 법칙이 유도되었으며, 이는 HK-대역 후속 관측이 기준 z-대역 magnitude보다 최소 1 magnitude 더 깊고 기준 시간의 4배 이내에 수행되어야 한다는 것을 시사한다.
• 일시적인 MNS 모델의 Sr 질량 밀도 프로파일은 합병 후 1일째에 거의 구형 형태를 보이며, 이는 최근 AT2017gfo의 스펙트럼 분석에서 유추된 비대칭적 분출 물질 형태와 일치하지 않는다.
• 이 연구는 초기 단계에서 깊은 적외선 및 근적외선 관측이 일시적인 MNS 합병에서 발생하는 카이론로바를 탐지하는 데 필수적임을 강조한다. 이는 후속 단계에서는 관측이 거의 불가능할 가능성이 높기 때문이다.

Figure 2: The same as Fig. 1 but for the electron fraction, $Y_{e}$ . The value of $Y_{e}$ is evaluated when the temperature of the fluid element decreases to $T=5\,{\rm GK}$ . Note that only the region of which the rest-mass density at $t=0.1\,{\rm d}$ is higher than $10^{-14}\,{\rm g/cm^{3}}$ is s