[论文解读] Jets from neutron-star merger remnants and massive blue kilonovae

Luciano Combi, Daniel M. Siegel|arXiv (Cornell University)|Mar 22, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 5

一句话总结

本研究通过三维广义相对论磁流体动力学模拟表明，双中子星并合后的长寿命中子星残骸在并合后30毫秒内形成磁化喷流，驱动快速、磁化的喷发风，从而在数小时内产生紫外/蓝光千新星前导信号。喷流驱动的风在50毫秒内将约0.02 M☉的无镧系元素喷射物以0.1–0.2c的速度抛射，产生与GW170817早期蓝光发射一致的千新星信号。

ABSTRACT

We perform high-resolution three-dimensional general-relativistic magnetohydrodynamic simulations with neutrino transport of binary neutron star (BNS) mergers resulting in a long-lived remnant neutron star, with properties typical of galactic BNS and consistent with those inferred for the first observed BNS merger GW170817. We demonstrate self-consistently that within $\lesssim\!30$ ms post-merger magnetized ($σ\sim 5-10$) twin polar jets emerge with asymptotic Lorentz factor $Γ\sim 5-10$, which successfully break out from the merger debris within $\lesssim\!20$ ms. A fast ($v\lesssim 0.6c$), magnetized ($σ\sim 0.1$) wind surrounds the jet core and generates a UV/blue kilonova precursor on timescales of hours, similar to the precursor signal due to free neutron decay in fast dynamical ejecta. Post-merger ejecta are quickly dominated by MHD-driven outflows from an accretion disk. We demonstrate that within only 50 ms post-merger, $\gtrsim 2 imes 10^{-2}M_\odot$ of lanthanide-free, quasi-spherical ejecta with velocity $\sim\!0.1c$ is launched, yielding a kilonova signal consistent with GW170817 on timescales of $\lesssim\!5$\,d.

研究动机与目标

• 解释GW170817中观测到的早期蓝光和紫外千新星辐射的起源，该现象无法仅通过动力学喷射物解释。
• 研究并合后吸积盘中磁流体动力学（MHD）驱动的喷发风是否能产生观测到的早期千新星前导信号。
• 确定喷流形成与磁场放大的作用，及其对早期并合后辐射和喷射物特性的影响。
• 评估在真实的核物理和消光系数模型下，MHD驱动喷发风是否能再现观测到的早期千新星光度与光谱特征。

提出的方法

• 使用EinsteinToolkit框架和GRHydro代码，执行包含弱相互作用的三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟。
• 采用查表式核物态方程（APR EOS）、弱相互作用以及一阶矩中微子泄漏方案以实现能量输运。
• 采用固定笛卡尔网格层次结构与自适应网格加密（AMR），并利用轨道平面对称性以提高计算效率。
• 在每个中子星中初始化一个弱轴向磁场种子场（B_max = 3×10¹⁵ G），以研究磁场放大与喷流形成过程。
• 追踪磁场、喷流与能量耗散的演化，特别关注极向与吸积盘喷流分量。
• 采用多角度、轴对称方法计算千新星光曲线，结合核反应网络计算的详细加热率与消光系数模型（v > 0.2c时κ = 0.5 cm²/g，v < 0.2c时κ = 10 cm²/g）。

Figure 1: Top: Average toroidal field in the remnant NS as a function of time after merger (blue solid line). The dashed line represents the expected amplification by the Kelvin-Helmholtz instability, the dot-dashed line the turbulent amplification by large-scale vortices, and the dotted line the ex

实验结果

研究问题

• RQ1 并合后吸积盘中MHD驱动的喷发风能否解释GW170817中观测到的早期紫外/蓝光千新星前导信号？
• RQ2 在长寿命中子星残骸中，喷流何时出现并穿出并合残骸？其时间尺度与机制为何？
• RQ3 磁场如何放大并组织为大尺度环向结构，从而能够驱动相对论性喷流？
• RQ4 MHD喷发风产生的喷射物质量、速度与成分为何？其与观测到的千新星光曲线相比如何？
• RQ5 模拟光曲线在多大程度上与GW170817早期辐射的光度与光谱特征相匹配？

主要发现

• 磁化喷流在并合后约30毫秒内形成，其渐近洛伦兹因子为Γ ~ 5–10，并在约20毫秒内穿出并合残骸。
• 在喷流核心周围形成快速、磁化的喷发风（v ~ 0.6c，σ ~ 0.1），在数小时内产生紫外/蓝光千新星前导信号，其光度与动力学喷射物中自由中子衰变产生的光度相当或更高。
• 并合后50毫秒内，约2×10⁻² M☉的无镧系元素、准球对称喷射物以0.1–0.2c的速度被抛射，与GW170817的早期千新星辐射一致。
• 喷流出现后，极向喷发风的动能功率增加一个数量级以上，接近喷流的庞加莱光度，从残骸中子星的旋转能中提取能量。
• 磁化极向喷发风的质量损失率高达~1×10⁻² M☉ s⁻¹，相比先前的中微子驱动喷发风增强了一个数量级，其Yₑ ≈ 0.3–0.4，极向磁场强度约为几×10¹⁴ G。
• 极向与盘面喷发风的联合辐射产生持续约1–数小时的紫外/蓝光波段前导信号，与中子衰变前导信号重叠，甚至可能增强其效应。

Figure 2: Meridional snapshot showing the magnetic-to-fluid pressure ratio (upper half-plane) and the net specific neutrino heating rate (lower half-plane) once a stationary jet structure has emerged.