[论文解读] Radioactively Powered Electromagnetic Counterparts of Compact Object Mergers

Brian D. Metzger, G. Martı́nez-Pinedo+8 more|arXiv (Cornell University)|Jan 28, 2010

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用 15

一句话总结

本文首次通过核反应网络计算放射性加热，并利用蒙特卡洛辐射转移方法，对致密天体并合产生的光学暂现源进行了自洽建模。对于喷射物质量为10⁻² M☉的情况，暂现源在约1天内于V波段达到约3×10⁴¹ erg/s的峰值亮度（~M_V = -15），其光度与时间标度在核物理和喷射物成分的不确定范围内保持一致。

ABSTRACT

The most promising astrophysical sources of kHz gravitational waves (GWs) are the inspiral and merger of binary neutron star(NS)/black hole systems. Maximizing the scientific return of a GW detection will require identifying a coincident electro-magnetic (EM) counterpart. One of the most likely sources of isotropic EM emission from compact object mergers is a supernova-like transient powered by the radioactive decay of heavy elements synthesized in ejecta from the merger. We present the first calculations of the optical transients from compact object mergers that self-consistently determine the radioactive heating using a nuclear reaction network; using this heating rate, we model the light curve with a one dimensional Monte Carlo radiation transfer calculation. For an ejecta mass 1e-2 Msun [1e-3 Msun] the resulting light curve peaks on a timescale ~ 1 day at a V-band luminosity ~ 3e41 [1e41] ergs/s (M_V = -15[-14]); this corresponds to an effective f parameter ~3e-6 in the Li-Paczynski toy model. We argue that these results are relatively insensitive to uncertainties in the relevant nuclear physics and to the precise early-time dynamics and ejecta composition. Due to the rapid evolution and low luminosity of NS merger transients, EM counterpart searches triggered by GW detections will require close collaboration between the GW and astronomical communities. NS merger transients may also be detectable following a short-duration Gamma-Ray Burst or blindly with present or upcoming optical transient surveys. Because the emission produced by NS merger ejecta is powered by the formation of rare r-process elements, current optical transient surveys can directly constrain the unknown origin of the heaviest elements in the Universe.

研究动机与目标

• 建模由r过程元素放射性衰变驱动的致密天体并合的电磁对应体。
• 通过核反应网络自洽计算放射性加热，提升暂现光曲线预测的准确性。
• 评估核物理不确定性和喷射物动力学对预测光度与时间标度的鲁棒性。
• 评估这些暂现源在引力波触发及盲搜光学巡天中的可探测性。
• 将可观测的光学暂现源与宇宙中最重元素的天体起源联系起来。

提出的方法

• 利用核反应网络计算并合喷射物中合成的r过程核素衰变产生的放射性加热速率。
• 将计算得到的加热速率作为输入，代入一维蒙特卡洛辐射转移代码，模拟出射的光学光曲线。
• 模拟能量沉积与光子在喷射物中的扩散过程，预测V波段的通量演化。
• 通过改变喷射物质量和成分，评估光曲线特性对输入参数的敏感性。
• 与Li-Paczynski简化模型对比，量化有效f参数的标定。
• 评估核反应速率不确定性和早期动力学对最终预测结果的影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 由r过程元素放射性衰变驱动的致密天体并合，其预期光学光曲线为何？
• RQ2 预测的光度与峰值时间对核反应速率和喷射物成分的不确定性有多敏感？
• RQ3 这些暂现源在引力波触发和盲搜光学暂现巡天中的可探测性如何？
• RQ4 预测的光曲线与适用于超新星类暂现源的Li-Paczynski简化模型相比有何异同？
• RQ5 当前光学巡天能否通过探测这些暂现源来约束最重元素的天体起源？

主要发现

• 对于喷射物质量为10⁻² M☉的情况，光学暂现源在约1天内于V波段达到约3×10⁴¹ erg/s的峰值亮度（~M_V = -15）。
• 对于更低的喷射物质量10⁻³ M☉，峰值光度约为1×10⁴¹ erg/s（~M_V = -14），时间标度相似，约为1天。
• Li-Paczynski模型中的有效f参数估计为~3×10⁻⁶，表明该暂现源演化较慢，亮度中等。
• 预测的光曲线对核反应速率和早期喷射物动力学的不确定性具有鲁棒性。
• 由于发射过暗且演化过快，大多数当前巡天无法在无引力波触发后针对性跟进的情况下探测到这些暂现源。
• 这些暂现源为宇宙中最重元素的r过程起源提供了直接的观测探针。