[论文解读] From Neutron Star Binaries to Gamma-ray bursts

Stephan Rosswog|arXiv (Cornell University)|Apr 17, 2005

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 5

一句话总结

本文提出，短伽马射线暴（GRBs）起源于中子星双星并合，通过两种机制：中微子-反中微子湮灭产生相对论喷流，以及在临时稳定的残余物中通过湍流发电机机制放大磁场。中微子湮灭驱动具有洛伦兹因子 >100 的双极喷流，喷流张角被约束在 ~0.1 球面度，产生约 10^51 尔格的各向同性能量。在约 40 毫秒内，磁场被放大至 ~10^17 高斯，驱动持续约 0.2 秒的自转损耗风，与短伽马射线暴的典型时长相符。

ABSTRACT

I summarize recent results about how a neutron star binary coalescence can produce short gamma-ray bursts (GRBs). Two possibilities are discussed: the annihilation of neutrino anti-neutrino pairs above the merged remnant and the exponential amplification of magnetic fields in the central object up to values close to equipartition. We find that the neutrino annihilation drives bipolar, relativistic outflows with Lorentz-factors large enough to circumvent the GRB 'compactness problem'. The total energy within these outflows is moderate by GRB-standards ($\sim 10^{48}-10^{49}$ ergs), but the interaction with the baryonic material blown-off by the neutrinos collimates the outflows into opening angles of typically 0.1 sterad, yielding isotropic energies close to $10^{51}$ ergs. We further want to stress the plausibility of the central object resisting the immediate collapse to a black hole. In this case the central object will --similar to a proto-neutron star-- be subject to neutrino driven convection that --together with the rapid, differential rotation-- will lead to a drastic amplification of pre-existing magnetic fields. Within fractions of a second, field strengths comparable to equipartition field strength ($> 10^{17}$ G) will be reached. These will produce large torques that will spin-down the object within about 0.2 s, and would thus naturally explain the duration of short GRBs.

研究动机与目标

• 研究将中子星双星并合与短伽马射线暴（GRBs）联系起来的可行物理机制。
• 评估稳定、不同速度旋转的残余物能否在足够长的时间内抵抗立即坍缩，以支持伽马射线暴的能量输出。
• 评估中微子-反中微子湮灭或磁场放大是否能产生洛伦兹因子 >100 的所需相对论喷流。
• 确定观测到的短伽马射线暴时长（~0.2 秒）是否能由磁化中心残余物的自转损耗 timescale 解释。

提出的方法

• 采用牛顿自引力和引力波反作用力的三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。
• 引入与温度和成分相关的方程态（EOS）以描述中子星物质。
• 详细模拟多味中微子输运，以建模冷却、电子分数变化及中微子驱动的对流。
• 仅在激波区域应用人工粘性以保持数值精度。
• 通过 $\alpha$-$\Omega$ 发电机模型模拟在不同速度旋转、对流不稳定的残余物中磁场的放大。
• 利用平均磁场强度和残余物几何形状估算磁偶极辐射光度与自转损耗 timescale。

实验结果

研究问题

• RQ1 在并合后环境中，中微子-反中微子湮灭是否能产生足够洛伦兹因子的相对论喷流，以解决短伽马射线暴中的紧凑性问题？
• RQ2 中子星双星并合的中心残余物是否可能在至少 0.2 秒内保持稳定，以支持持续的能量提取？
• RQ3 在不同速度旋转的残余物中，磁场通过对流发电机机制能被放大到何种程度？能否达到接近能量平衡的场强（~10^17 高斯）？
• RQ4 磁化中心物体的自转损耗 timescale 是否能解释短伽马射线暴的典型时长（~0.2 秒）？
• RQ5 由中微子辐照吹出的重子物质如何影响相对论喷流的准直性与各向同性能量？

主要发现

• 在并合残余物极区上方，中微子-反中微子湮灭产生洛伦兹因子超过 100 的双极、相对论喷流，足以解决紧凑性问题。
• 这些喷流的总能量适中（~10^48–10^49 尔格），但受中微子驱动风带来的重子物质准直作用，张角减小至 ~0.1 球面度，导致各向同性能量达到 ~10^51 尔格。
• 由于差速旋转，中心残余物可保持稳定达约 1 秒，从而在坍缩前实现持续的能量提取。
• 残余物中的磁场通过湍流发电机机制呈指数级放大，在约 40 毫秒内从初始值 ~10^12 高斯提升至接近能量平衡的场强（>10^17 高斯）。
• 磁化中心物体的自转损耗 timescale 约为 0.2 秒，与观测到的短伽马射线暴时长一致。
• 磁重连与磁场结构的浮力上升产生一系列超相对论性爆发，与短伽马射线暴的光曲线一致。