[논문 리뷰] Magnetic Fields and Afterglows of BdHNe: Inferences from GRB 130427A, GRB 160509A, GRB 160625B, GRB 180728A and GRB 190114C

J. A. Rueda, R. Ruffini외 3명|RUNG|2019. 05. 27.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 97인용 수 6

한 줄 요약

이 논문은 이원성에 기반한 초신성 폭발(BdHNe)에서의 후광 방출이 새로 태어난 중성자별(νNS)이 주입하는 초상대론적 전자에 의한 싱크로트론 복사에 의해 주로 일어나며, GRB 130427A, 160509A, 160625B, 180728A 및 190114C의 다중 파장 후광 광선도에서 유도된 자기장과 스핀 매개변수를 제시한다. 초기 및 후기 후광 단계에서 일관된 자기장 강도(~10¹²–10¹³ G의 이배극자, ~10¹⁵ G의 사중극자)는 νNS 기원을 확인하고, 블랙홀 표면 근처에 전자기역학적 '내부 엔진'이 존재한다는 것을 지지하며, 전통적인 충격파 모델에 도전한다.

ABSTRACT

GRB 190114C is the first binary-driven hypernova (BdHN) fully observed from the initial supernova appearance to the final emergence of the optical SN signal. It offers an unprecedented testing ground for the BdHN theory and it is here determined and further extended to additional gamma-ray bursts (GRBs). BdHNe comprise two subclasses of long GRBs with progenitors a binary system composed of a carbon-oxygen star (CO$_ extrm{core}$) and a neutron star (NS) companion. The CO$_ extrm{core}$ explodes as a SN leaving at its center a newborn NS ($ν$NS). The SN ejecta hypercritically accretes both on the $ν$NS and the NS companion. BdHNe I are the tightest binaries where the accretion leads the companion NS to gravitational collapse into a black hole (BH). In BdHN II the accretion onto the NS is lower, so there is no BH formation. We observe the same structure of the afterglow for GRB 190114C and other selected examples of BdHNe I (GRB 130427A, GRB 160509A, GRB 160625B) and for BdHN II (GRB 180728A). In all the cases the explanation of the afterglow is reached via the synchrotron emission powered by the $ν$NS: their magnetic fields structures and their spin are determined. For BdHNe I, we discuss the properties of the magnetic field embedding the newborn BH, inherited from the collapsed NS and amplified during the gravitational collapse process, and surrounded by the SN ejecta.

연구 동기 및 목표

• 다중 파장 관측을 통해 이원성에 기반한 초신성 폭발(BdHN) 시나리오에서 장수속 감마선 폭발(GRB)의 후광 방출을 설명하는 것.
• BdHNe에서 태어난 중성자별(νNS)의 자기장 구조와 스핀 매개변수를 후광 광선도 분석을 통해 규명하는 것.
• 유도된 νNS 매개변수의 이론적 기대치(이원성 원천 진화 및 tidal 동기화)와의 일관성을 검증하는 것.
• 후광이 블랙홀 표면 근처의 전자기역학적 과정에 의해 주로 일어나므로, 전통적인 초상대론적 충격파 모델을 도전하는 것.
• BdHNe I(블랙홀 형성)와 BdHNe II(블랙홀 형성 없음)를 동일한 νNS 주입 방출 메커니즘으로 통합적으로 설명하는 것.

제안 방법

• 초기 후광(t ~ 10²–10⁴ s)에 대해 X선 및 적외선 후광 광선도를 분석하여 싱크로트론 복사 모델을 적용한다.
• 후기 후광(t > 10³–10⁴ s)에 대해, νNS의 이배극자+사중극자 자기장 구조를 가정하여 펄서 자기마찰 복사 모델링을 수행한다.
• 후광 광선도에서 관측된 등급수 감쇠를 피팅하여 νNS의 자기장 강도와 스핀 주기를 유추한다.
• 이중성계에서 운동량 보존과 tidal 동기화를 이용하여 νNS 스핀 주기에서 궤도 간격을 유추한다.
• 유도된 이중성 간격을 Wang 등(2019b)의 BdHN 원천에 대한 수치 시뮬레이션과 비교하여 모델의 타당성을 검증한다.
• 아인슈타인-맥스웰 방정식의 월드 해를 적용하여, 블랙홀 주변의 자기장 구조를 모델링하고, 회전축을 따라 자기장 강도가 증폭되는 현상을 고려한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 BdHNe에서 초기 후광 방출(t ~ 10²–10⁴ s)은 새로 태어난 중성자별(νNS)이 주입한 전자에 의한 싱크로트론 복사로 설명될 수 있는가?
• RQ2 νNS의 자기장 구조(이배극자, 사중극자)는 무엇이며, 후광 단계에 걸쳐 어떻게 변화하는가?
• RQ3 초기 싱크로트론 복사에서 유도된 자기장 강도는 후기 펄서 자기마찰 복사에서 유도된 자기장 강도와 일치하는가?
• RQ4 유도된 νNS 스핀과 자기장 매개변수는 이원성 원천 진화와 tidal 동기화 이론적 기대치와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 관측된 후광 거동은 블랙홀 표면 근처에 중력적 충격파 모델이 아닌 전자기역학적 '내부 엔진'이 존재함을 지지하는가?

주요 결과

• 초기 후광(t ~ 10²–10⁴ s)은 νNS가 주입한 초상대론적 전자에 의한 싱크로트론 복사에 의해 지배되며, 이는 νNS의 비틀림/세로 자기장 성분과 일치한다.
• 후기 후광(t > 10³–10⁴ s)은 펄서 자기마찰 복사에 의해 가장 잘 설명되며, 이배극자 자기장 강도는 약 ~10¹²–10¹³ G이며, 주요 사중극자 성분은 약 ~10¹⁵ G이다.
• 초기 및 후기 후광 단계에서 유도된 자기장 강도는 높은 일치를 보이며, 방출의 νNS 기원이 시간 스케일에 걸쳐 타당함을 검증한다.
• 유도된 νNS 스핀 주기는 이중성계 내 tidal 동기화와 일치하며, 유도된 궤도 간격은 Wang 등(2019b)의 BdHN 원천 수치 시뮬레이션과도 일치한다.
• 블랙홀의 회전축을 따라 자기장은 붕괴하는 중성자별 동반성의 자기장에 기반하며, 자기장 선이 질량 축적과 flux 보존에 따라 증폭된다.
• GRB의 '내부 엔진'은 중력적 충격파가 아닌 전자기역학적 과정에 의해 구동되며, 블랙홀의 자기장은 원천 중성자별에서 유래하고 증폭되며, 이는 초기 방출의 비충격파 기원을 지지한다.