[논문 리뷰] Supernova-like explosion of massive rotating stars from disks surrounding a black hole

Sho Fujibayashi, Alan Tsz-Lok Lam외 2명|arXiv (Cornell University)|2023. 09. 05.

Gamma-ray bursts and supernovaePhysics and Astronomy인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 일반 상대성 이론적 점성-복사 해류 시뮬레이션을 통해 질량이 크고 빠르게 회전하는 별(20–45 M⊙)이 블랙홀로 붕괴할 때, 주변 토르스 내에서 점성 가열에 의해 초신성 유사 폭발을 일으킬 수 있음을 보여준다. 이러한 폭발은 약 ~10⁵² erg의 에너지를 가지며, 약 ~5 M⊙의 질량을 탈출시키며 ⁵⁶Ni 질량이 0.15 M⊙를 초과하여 높은 에너지의 초신성, 예를 들어 넓은 선을 띠는 Ic 유형과 유사하다.

ABSTRACT

We perform a new general-relativistic viscous-radiation hydrodynamics simulation for supernova-like explosion associated with stellar core collapse of rotating massive stars to a system of a black hole and a massive torus paying particular attention to large-mass progenitor stars with the zero-age main-sequence mass of $M_\mathrm{ZAMS}=$20, 35, and 45$M_\odot$ of Ref.~\cite{Aguilera-Dena2020oct}. Assuming that a black hole is formed in a short timescale after the onset of the stellar collapse, the new simulations are started from initial data of a spinning black hole and infalling matter that self-consistently satisfy the constraint equations of general relativity. It is found that with a reasonable size of the viscous parameter, the supernova-like explosion is driven by the viscous heating effect in the torus around the black hole irrespective of the progenitor mass. The typical explosion energy and ejecta mass for the large-mass cases ($M_\mathrm{ZAMS}=35$ and $45M_\odot$) are $\sim 10^{52}$ erg and $\sim 5M_\odot$, respectively, with $^{56}$Ni mass larger than $0.15M_\odot$. These are consistent with the observational data of stripped-envelope and high-energy supernovae such as broad-lined type Ic supernovae. This indicates that rotating stellar collapses of massive stars to a black hole surrounded by a massive torus can be a central engine for high-energy supernovae. By artificially varying the angular velocity of the initial data, we explore the dependence of the explosion energy and ejecta mass on the initial angular momentum and find that the large explosion energy $\sim 10^{52}$ erg and large $^{56}$Ni mass $\geq 0.15M_\odot$ are possible only when a large-mass compact torus with mass $\gtrsim 1M_\odot$ is formed.

연구 동기 및 목표

• 일반 상대성 이론적 시뮬레이션을 사용하여 넓은 선을 띠는 Ic 초신성과 같은 고에너지 초신성의 메커니즘을 조사하기 위해.
• 질량이 큰 회전하는 별에서 블랙홀 주위의 비균일하게 회전하는 토르스 내 점성 가열이 초신성 유사 폭발을 일으킬 수 있는지 확인하기 위해.
• 블랙홀-토르스 시스템에서 폭발 에너지와 탈출 질량이 초기 각운동량과 토르스 질량에 어떻게 의존하는지 평가하기 위해.
• 메시지 해상도 영향을 검토하여 블랙홀 질량과 스핀 진화의 수치 정확도를 검증하기 위해.
• 질량이 큰 별의 핵 붕괴에서 높은 에너지의 초신성에 중심 엔진으로서 점성 가열 메커니즘이 타당한지 탐색하기 위해.

제안 방법

• 약속된 방정식을 만족하는 자기 일관성 있는 초기 조건을 갖춘 일반 상대성 이론적 점성-복사 해류 시뮬레이션을 수행한다.
• α-점성 규정(ν = αν cs H)을 사용하여 토르스 내 각운동량 이동과 점성 가열을 모델링한다.
• 초기 조건은 20, 35, 45 M⊙의 주계열 별에서 유래한 스핀하는 블랙홀과 붕괴하는 물질로 구성된다.
• 적응 메시 리피팅과 고해상도 메시를 사용하여 블랙홀 질량과 스핀의 수치 수렴을 확보한다.
• 3차원 해류역학 코드에 중성미운수송 근사치를 적용하여 시간에 따른 질량 및 에너지 유량을 통합함으로써 폭발 에너지와 탈출 질량을 계산한다.
• 수렴 테스트를 위해 저해상도 및 고해상도 실행 결과를 비교한다(예: AD35-15 vs. AD35-15-hi).

Figure 1: Specific angular momentum, $j$ , as a function of the enclosed mass, $m$ , for the models of $M_{\mathrm{ZAMS}}=9$ , 20, 35, and $45M_{\odot}$ in Ref. [ 1 ] (solid curves). We also plot $j_{\mathrm{ISCO}}$ for a given black hole of mass $m$ and corresponding angular momentum $J(m)$ by the

실험 결과

연구 질문

• RQ1 질량이 크고 비균일하게 회전하는 토르스 내에서 점성 가열이 질량이 큰 회전 별에서 초신성 유사 폭발을 일으킬 수 있는가?
• RQ2 질량이 큰 별의 붕괴에서 폭발 에너지와 탈출 질량이 초기 각운동량과 토르스 질량에 어떻게 의존하는가?
• RQ3 모의 폭발 특성(에너지, ⁵⁶Ni 질량)이 넓은 선을 띠는 Ic 초신성과 관측 데이터와 일치하는가?
• RQ4 수치 해상도는 블랙홀 질량과 스핀 진화 및 그로 인한 폭발 에너지학에 정확도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 점성 가열 메커니즘이 질량이 큰 원형 별에서 약 ~10⁵² erg의 에너지와 0.15 M⊙를 초과하는 ⁵⁶Ni 질량을 갖는 폭발을 공급하는 데에 충분한가?

주요 결과

• 20–45 M⊙의 원형 별 질량에 관계없이, 토르스 내 점성 가열에 의해 약 ~10⁵² erg의 초신성 유사 폭발이 발생한다.
• 35 M⊙ 및 45 M⊙ 원형 별의 경우 탈출 질량은 약 ~5 M⊙에 도달하며, ⁵⁶Ni 질량은 0.15 M⊙를 초과하여 넓은 선을 띠는 Ic 초신성과 일치한다.
• 에너지가 약 ~10⁵² erg이고 ⁵⁶Ni 질량이 ≥0.15 M⊙인 폭발은 초기에 질량이 큰 토르스(>1 M⊙)가 형성될 때만 발생한다.
• 높은 메시 해상도에서는 더 낮은 블랙홀 질량과 더 높은 탈출 질량이 관측되는데, 이는 더 효율적인 점성 가열과 감소된 적축으로 인한 것이다.
• 고해상도 실행에서는 폭발 에너지가 略적으로 더 크며, 이는 토르스 내 점성 가열이 안정적인 에너지원임을 확인한다.
• 수치 수렴 테스트 결과, 블랙홀 질량과 스핀에서 4차 수렴을 보이며, t = 80,000 M_BH 시점에서 Δx ≤ 0.016 M_BH일 경우 오차는 1.6% 미만이며, Δχ ≈ 0.004이다.

Figure 2: Snapshots of the profiles for several quantities at selected time slices for model AD35-15 . At each time, the rest-mass density (top-left), entropy per baryon (top-right), temperature (bottom-left), and electron fraction (bottom-right) are displayed. The poloidal velocity field is depicte