[论文解读] Numerical Simulations of the Random Angular Momentum in Convection: Implications for Supergiant Collapse to Form Black Holes

Andrea Antoni, Eliot Quataert|arXiv (Cornell University)|Jul 19, 2021

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 67被引用 54

一句话总结

本研究利用Athena++框架中的三维磁流体动力学模拟，表明在非旋转红超巨星（RSG）包层中，随机对流运动可产生足够的角动量，即使原恒星净角动量为零，也能在黑洞（BH）形成期间形成旋转支持的吸积流。关键结果是，此类吸积流可驱动长时间持续的暂现源，当大部分氢包层被吸积时，黑洞自旋可达∼0.5。

ABSTRACT

During the core collapse of massive stars that do not undergo a canonical energetic explosion, some of the hydrogen envelope of a red supergiant (RSG) progenitor may infall onto the newborn black hole (BH). Within the Athena++ framework, we perform three-dimensional, hydrodynamical simulations of idealized models of supergiant convection and collapse in order to assess whether the infall of the convective envelope can give rise to rotationally-supported material, even if the star has zero angular momentum overall. Our dimensionless, polytropic models are applicable to the optically-thick hydrogen envelope of non-rotating RSGs and cover a factor of 20 in stellar radius. At all radii, the specific angular momentum due to random convective flows implies associated circularization radii of 10 - 1500 times the innermost stable circular orbit of the BH. During collapse, the angular momentum vector of the convective flows is approximately conserved and is slowly varying on the timescale relevant to forming disks at small radii. Our results indicate that otherwise failed explosions of RSGs lead to the formation of rotationally-supported flows that are capable of driving outflows to large radii and powering observable transients. When the BH is able to accrete most of the hydrogen envelope, the final BH spin parameter is $\sim$ 0.5, even though the star is non-rotating. For fractional accretion of the envelope, the spin parameter is generally lower and never exceeds 0.8. We discuss the implications of our results for transients produced by RSG collapse to a black hole.

研究动机与目标

• 研究非旋转红超巨星（RSG）包层中的随机对流运动是否能在黑洞（BH）形成期间产生足够的角动量，以形成旋转支持的吸积流。
• 确定此类吸积流是否能在原恒星净角动量为零的情况下，驱动可观测的失败超新星（FSN）暂现源。
• 量化当氢包层部分或完全被吸积时，所形成的黑洞自旋与吸积动力学。
• 评估其对长时间暂现源（包括超长伽马射线暴和高能II型超新星）的潜在影响。

提出的方法

• 使用Athena++代码进行三维、理想化、多方程磁流体动力学模拟，以模拟非旋转RSG的对流包层与坍缩过程。
• 采用无量纲、轴对称模型，覆盖20倍恒星半径的范围，以隔离对流角动量的作用。
• 追踪对流流动产生的比角动量（jrand）的演化，并与最内稳定圆轨道（ISCO）的角动量（jISCO）进行比较。
• 模拟坍缩阶段，以检查jrand是否能在小半径处保持相干性，从而实现轨道圆化与旋转支持。
• 分析吸积动力学，包括质量吸积率、圆化半径及最终黑洞自旋参数。
• 通过不同吸积比例的对比，确定自旋演化与暂现源潜力。

实验结果

研究问题

• RQ1 非旋转RSG包层中的随机对流运动是否能产生足够的角动量，以在黑洞形成期间形成旋转支持的吸积流？
• RQ2 尽管原恒星净角动量为零，当整个氢包层被吸积时，最终黑洞的自旋参数是多少？
• RQ3 由对流产生的角动量的圆化半径与黑洞ISCO相比如何？
• RQ4 旋转支持在多大程度上能驱动喷流并推动失败超新星中的长时间暂现源？

主要发现

• 在所有半径范围内，RSG包层中随机对流流动产生的比角动量（jrand）均比ISCO处的开普勒角动量（jISCO）大10至1500倍。
• 对流流动的角动量矢量在坍缩过程中近似守恒，并在小半径处形成吸积盘的时间尺度上变化缓慢。
• 即使净角动量为零，当大部分氢包层被吸积时，最终黑洞自旋参数可达∼0.5。
• 对于部分包层吸积，黑洞自旋通常更低，且从不超过0.8，表明对流角动量对自旋存在稳健的上限。
• jacc在圆化半径处仍保持相干性，从而促成可驱动喷流至大半径的旋转支持流的形成。
• 结果表明，RSG的失败超新星可驱动持续数月到数年的暂现源，亮度可达∼10^40 erg s⁻¹，可能解释超长伽马射线暂现源与高能II型超新星。