[論文レビュー] Relativistic neutron star merger simulations with non-zero temperature equations of state I. Variation of binary parameters and equation of state

R. Oechslin, Hans‐Thomas Janka+1 more|ArXiv.org|Nov 2, 2006

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 52被引用数 108

ひとこと要約

本研究では、一般相対性理論の conformally flat 近似と滑らかな粒子法（SPH）を用いて、非零温度の状態方程式（EoS）を用いた相対論的中性子星合体のシミュレーションを実施する。二重星パラメータとEoSを体系的に変化させた結果、より柔らかいEoSでは合体直後にブラックホールが形成されるのに対し、より硬いEoSでは長寿命のトーラスが持続する。非対称系ではトーラス質量が最大0.3 M⊙に達し、温度は3–10 MeV、重力的に束縛されない物質は約10⁻³–10⁻² M⊙が噴出する。

ABSTRACT

An extended set of binary neutron star (NS) merger simulations is performed with an approximative conformally flat treatment of general relativity to systematically investigate the influence of the nuclear equation of state (EoS), the neutron star masses, and the NS spin states prior to merging. We employ the two non-zero temperature EoSs of Shen et al. (1998a,b) and Lattimer & Swesty (1991). In addition, we use the cold EoS of Akmal et al. (1998) with a simple ideal-gas-like extension according to Shibata & Taniguchi (2006), and an ideal-gas EoS with parameters fitted to the supernuclear part of the Shen-EoS. We estimate the mass sitting in a dilute high-angular momentum ``torus'' around the future black hole (BH). The dynamics and outcome of the models is found to depend strongly on the EoS and on the binary parameters. Larger torus masses are found for asymmetric systems (up to ~0.3 M_sun for a mass ratio of 0.55), for large initial NSs, and for a NS spin state which corresponds to a larger total angular momentum. We find that the postmerger remnant collapses either immediately or after a short time when employing the soft EoS of Lattimer& Swesty, whereas no sign of post-merging collapse is found within tens of dynamical timescales for all other EoSs used. The typical temperatures in the torus are found to be about 3-10 MeV depending on the strength of the shear motion at the collision interface between the NSs and thus depending on the initial NS spins. About 10^{-3}-10^{-2} M_sun of NS matter become gravitationally unbound during or right after the merging process. This matter consists of a hot/high-entropy component from the collision interface and (only in case of asymmetric systems) of a cool/low-entropy component from the spiral arm tips. (abridged)

研究の動機と目的

• 核状態方程式（EoS）、中性子星質量、スピン状態が合体のダイナミクスと結果に与える影響を調査すること。
• 特に非零温度のEoSバージョンを含む、さまざまなEoSが合体後の進化、特にブラックホール形成とトーラス質量に与える影響を評価すること。
• 束縛されない物質および残渣ブラックホール周囲の降着トーラスの質量および熱的性質を定量すること。
• さまざまな二重星およびEoS条件下でのトーラスパラメータを推定することで、短時間ガンマ線バーストモデルの初期条件を提供すること。

提案手法

• 中性子星合体における強い重力場をモデル化するため、一般相対性理論の conformally flat 近似を用いる。
• 中性子星物質の相対論的流体力学をシミュレートするため、滑らかな粒子法（SPH）を採用する。
• 非零温度EoSを4種類適用：Shenら（1998a,b）、Lattimer & Swesty（1991）、および冷たいEoSに理想気体拡張を加えた2種類の変種。
• トーラス質量を定義するにあたり、流体要素の角運動量がKerrブラックホール周囲の内側安定円軌道（ISCO）の角運動量を超えることを要件とする。
• ISCOの性質を計算するにあたり、シミュレーションから得られる残渣質量およびスピンから導かれる擬似Kerr計量を用いる。
• 二重星系の特徴を評価するため、角運動量、バリオン質量、重力的質量、軌道速度を追跡する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 状態方程式（EoS）の選択が、合体後の進化およびブラックホール形成までの timescale にどのように影響を与えるか？
• RQ2 トーラス質量が二重星質量比、初期中性子星スピン、およびEoSの硬さに依存する程度はいかほどか？
• RQ3 EoSおよび系の非対称性に応じて、束縛されない物質の熱的および運動的性質はどのように変化するか？
• RQ4 初期スピン状態が、合体後の残渣の角運動量および安定性にどの程度影響を与えるか？
• RQ5 異なるEoSは、降着トーラスの質量およびエントロピー構造をどの程度正確に予測できるか？

主な発見

• 質量比0.55の非対称系では、トーラス質量が最大0.3 M⊙に達し、ガンマ線バーストエンジンのための顕著な質量貯留源であることが示された。
• 柔らかいLattimer & Swesty EoSでは、合体直後または速やかにブラックホールへの崩壊が発生するが、より硬いEoSでは動的時標高で崩壊が抑制される。
• トーラス温度は、中性子星衝突界面でのせん断に依存し、3–10 MeVの範囲を示す。初期中性子星スピンが高いほど、せん断が強化される。
• 約10⁻³～10⁻² M⊙の量の、中性子星物質が重力的に束縛されず、界面部では高温で高エントロピーの物質、非対称系ではらせん腕からの冷却・低エントロピー物質が噴出する。
• Lattimer & Swestyの柔らかいEoSを除き、すべてのEoSで合体後の残渣は数十の動的時標高にわたり安定している。
• ISCO角運動量に基づくトーラス基準は、束縛された物質を的確に特定できた。残渣の質量およびスピンパラメータはシミュレーション出力から導出し、ISCO計算に用いられたKerr計量を定義した。