[论文解读] Self-consistent picture of the mass ejection from a one second-long binary neutron star merger leaving a short-lived remnant in general-relativistic neutrino-radiation magnetohydrodynamic simulation

Kenta Kiuchi, Sho Fujibayashi+4 more|arXiv (Cornell University)|Nov 14, 2022

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 6

一句话总结

本研究首次实现了具有软方程态（SFHo）的双中子星并合过程的一秒级广义相对论性、中微子辐射磁流体动力学模拟，成功解析了并合过程中的动力学与湍流后并合质量喷射。研究识别出两种截然不同的喷射组分——快速、弱相对论性的动力学喷射与较慢、由湍流黏性驱动的后并合喷射，后者电子分数接近r-过程临界值，表明稀土元素高效生成的可能性。

ABSTRACT

We perform a general-relativistic neutrino-radiation magnetohydrodynamic simulation of a one second-long binary neutron star merger on Japanese supercomputer Fugaku using about $72$ million CPU hours with $20,736$ CPUs. We consider an asymmetric binary neutron star merger with masses of $1.2$ and $1.5M_\odot$ and a `soft' equation of state SFHo. It results in a short-lived remnant with the lifetime of $\approx 0.017$\,s, and subsequent massive torus formation with the mass of $\approx 0.05M_\odot$ after the remnant collapses to a black hole. For the first time, we confirm that after the dynamical mass ejection, which drives the fast tail and mildly relativistic components, the post-merger mass ejection from the massive torus takes place due to the magnetorotational instability-driven turbulent viscosity and the two ejecta components are seen in the distributions of the electron fraction and velocity with distinct features.

研究动机与目标

• 模拟一个完整的1秒级双中子星并合过程，包含自洽的中微子辐射与磁流体动力学。
• 解析并合后盘面在动力学阶段与后并合阶段的质量喷射过程，特别是磁旋转不稳定性（MRI）在驱动喷射中的作用。
• 研究喷射物的核合成影响，特别是电子分数分布及其与r-过程元素生成的相关性。
• 考察在GW170817与GRB 170817A之间观测到的1.7秒延迟背景下，相对论喷流可能形成的条件。
• 评估模拟时长、空间分辨率与黑洞自旋对能量流主导喷流出现的影响。

提出的方法

• 在富岳超级计算机上执行广义相对论性、中微子辐射磁流体动力学（GRMHD）模拟，使用20,736个CPU核心，耗时约8500万CPU小时。
• 采用软方程态（SFHo）描述中子星物质，并模拟了一个质量不对称的双星系统，质量分别为1.2和1.5 M☉。
• 通过示踪粒子追踪质量喷射，计算不同喷射组分的电子分数、熵与终端速度分布。
• 采用有限体积高分辨率格式与自适应网格加密技术，以解析湍流黏性与MRI增长过程。
• 利用简化的中微子输运方案计算中微子光度与能量通量，以模拟能量与熵的输运。
• 根据喷射时间定义喷射组分：动力学喷射（约0.1秒内）与后并合喷射（从0.1秒至约0.017秒黑洞形成时）。

实验结果

研究问题

• RQ1 在双中子星并合过程中，驱动质量喷射的物理机制有哪些？能否在单一长期模拟中解析这些机制？
• RQ2 在真实的GRMHD设置下，MRI驱动的湍流黏性如何影响后并合喷射的形成与特性？
• RQ3 后并合喷射中的电子分数分布如何？是否支持高效的r-过程核合成？
• RQ4 为何模拟中未观测到显著的能量流主导喷流？黑洞自旋、网格分辨率与吸积物回落动力学如何影响喷流形成？
• RQ5 模拟得到的喷射物特性（质量、速度、成分）在多大程度上符合AT 2017gfo的观测约束？

主要发现

• 模拟解析出一个寿命约0.017秒的超大质量中子星残余物，随后坍缩为黑洞。
• 识别出两种截然不同的喷射组分：质量约为6×10⁻³ M☉的动力学喷射，以及由MRI诱导的湍流黏性驱动的后并合喷射，质量约为8×10⁻³ M☉。
• 后并合喷射在峰值时的电子分数Yₑ ≈ 0.26–0.27，接近镧系元素缺失r-过程核合成的临界值（≈0.25）。
• 黑洞坍缩后形成的吸积盘质量约为0.002 M☉，在并合后约1.1秒时总喷射质量约为0.014 M☉。
• 未观测到显著的能量流主导喷流，可能原因包括中等黑洞自旋、吸积物回落压力、模拟时间较短及空间分辨率限制。
• 模拟结果表明SFHo方程态可能不被支持，因其预测的喷射质量小于AT 2017gfo简单千新星光曲线建模所需的量（通常要求Mₑ𝗂𝗂 ≈ 0.05 M☉）。