[논문 리뷰] The Progenitor Dependence of Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae

Christian D. Ott, Luke F. Roberts외 4명|arXiv (Cornell University)|2017. 12. 04.

Astrophysics and Cosmic Phenomena참고 문헌 55인용 수 48

한 줄 요약

이 연구는 핵붕괴 초신성에서 3차원(3D) 중성미자 구동 폭발 메커니즘을 다섯 개의 원형성 별(12–40 M⊙)을 대상으로 전반적인 일반상대론적, 다중군 중성미자 복사유체역학 시뮬레이션을 사용하여 조사한다. 연구 결과, 원형성 별의 구조에 의해 유도되는 세 가지의 폭발 모드를 규명하였다: 강력한 중성미자 가열과 난류에 의해 이른 바람개비 폭발이 발생하는 경우, 층 경계에 의해 유도되는 지연 폭발이 발생하는 경우, SASI와 감소하는 유입에 의해 유도되는 늦은 폭발이 발생하는 경우로, 이는 잔류 질량의 비단조화적 관계를 초래한다.

ABSTRACT

We present a first study of the progenitor star dependence of the three-dimensional (3D) neutrino mechanism of core-collapse supernovae. We employ full 3D general-relativistic multi-group neutrino radiation-hydrodynamics and simulate the post-bounce evolutions of progenitors with zero-age main sequence masses of $12$, $15$, $20$, $27$, and $40\,M_\odot$. All progenitors, with the exception of the $12\,M_\odot$ star, experience shock runaway by the end of their simulations. In most cases, a strongly asymmetric explosion will result. We find three qualitatively distinct evolutions that suggest a complex dependence of explosion dynamics on progenitor density structure, neutrino heating, and 3D flow. (1) Progenitors with massive cores, shallow density profiles, and high post-core-bounce accretion rates experience very strong neutrino heating and neutrino-driven turbulent convection, leading to early shock runaway. Accretion continues at a high rate, likely leading to black hole formation. (2) Intermediate progenitors experience neutrino-driven, turbulence-aided explosions triggered by the arrival of density discontinuities at the shock. These occur typically at the silicon/silicon-oxygen shell boundary. (3) Progenitors with small cores and density profiles without strong discontinuities experience shock recession and develop the 3D standing-accretion shock instability (SASI). Shock runaway ensues late, once declining accretion rate, SASI, and neutrino-driven convection create favorable conditions. These differences in explosion times and dynamics result in a non-monotonic relationship between progenitor and compact remnant mass.

연구 동기 및 목표

• 원형성 별의 특성이 핵붕괴 초신성에서 3D 중성미자 구동 폭발 메커니즘에 어떻게 영향을 미치는지 조사하는 것.
• 원형성 별의 밀도 구조, 중성미자 가열, 3D 유체역학이 폭발 역학과 결과에 어떻게 기여하는지 규명하는 것.
• 12–40 M⊙ 범위의 다양한 원형성 별 질량에서 관찰되는 명백한 폭발 모드를 식별하고 그 물리적 원인을 설명하는 것.
• 시뮬레이션에서 관찰된 원형성 별 질량과 밀집 잔류체 질량 사이의 비단조화적 관계를 명확히 하는 것.

제안 방법

• Zelmani 코드를 기반으로 한 Einstein Toolkit을 사용하여 전반적인 3D 일반상대론적 다중군 중성미자 복사유체역학 시뮬레이션을 수행한다.
• Woosley & Heger (2007) 및 Woosley et al. (2002)의 모델을 기반으로 12, 15, 20, 27, 40 M⊙의 주계열 별 질량을 가진 원형성 별을 시뮬레이션한다.
• 초기 1D 핵붕괴 시뮬레이션을 붐브 이후 20–38 ms까지 적분한 후, 3D 카르테시안 격자로 매핑하여 전면적인 3D 진화를 수행한다.
• 중성미자 운반은 세 종류(νₑ, ν̄ₑ, νₓ)의 다중군 GR M1 근사법을 사용하여 모델링한다.
• 10,000개 이상의 코어를 사용하여 페타스케일 슈퍼컴퓨터(Blue Waters, Edison, Stampede)에서 고해상도 및 장시간 통합을 달성한다.
• 폭발 기준은 충격면 반경이 100 km를 초과하고 지속적인 외향 운동을 보일 때로 정의된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 원형성 별의 밀도 구조가 핵붕괴 초신성에서 3D 중성미자 구동 폭발의 시작과 형태에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 중성미자 가열, 난류 대류, 정지 유입충격불안정성(SASI)이 폭발 시기와 비대칭성에 어떤 역할을 하는가?
• RQ3 유사한 질량을 가진 시뮬레이션에서도 일부 원형성 별(예: 40 M⊙)은 폭발하는 반면 다른 원형성 별(예: 20 M⊙)은 폭발하지 않는 이유는 무엇인가?
• RQ4 3D 폭발 역학이 최종 밀집 잔류체 질량과 비대칭성에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ5 왜 시뮬레이션에서 원형성 별 질량과 잔류체 질량 사이에 비단조화적 관계가 관찰되는가?

주요 결과

• 12 M⊙ 별을 제외한 모든 원형성 별이 붐브 이후 500 ms 이내에 충격면의 바람개비 폭발을 경험하며, 이는 원형성 별의 구조에 강한 의존성을 보임을 시사한다.
• 40 M⊙ 원형성 별은 강력한 중성미자 가열과 강한 난류에 의해 이른 바람개비 폭발을 경험하며, 유입률이 블랙홀 형성 가능성을 시사한다.
• 27 M⊙ 원형성 별은 Si/Si-O 층 경계가 충격면에 도달함으로써 유도된 지연 폭발을 보이며, 난류에 의해 보조된다.
• 12 M⊙ 원형성 별은 충격면 후퇴와 강력한 SASI를 경험하여, 감소하는 유입과 함께 SASI/대류 효과가 병합된 후에야 늦은 폭발이 발생한다.
• 20 M⊙ 및 27 M⊙ 원형성 별의 폭발은 이전의 2D 시뮬레이션보다 이르게 발생하며, 카르테시안 격자에 의한 더 강한 수치적 교란이 원인일 가능성이 높다.
• 늦은 폭발에서 생성된 중성성은 상대적으로 질량이 크며(M ≳ 1.4–1.5 M⊙), 질량이 큰 핵에서의 이른 폭발은 블랙홀 형성으로 이어질 수 있다.