处于 β 平衡条件下 GRBs 中微子主导吸积流的含时演化

袁业飞中国科学技术大学天体物理中心

2006.4.23, 高能所

合作者：Agnieszka Janiuk (Copernicus Astronomical Centre )Rosalba Perna (U. Colorado)Tiziana Di Matteo (CMU)

伽玛射线爆• 短爆和长爆（余辉）• 能源： E ～ 1051ergs

• 持续时间： 0.1-1000s

• 动力学时标： ms

伽玛射线爆的中心引擎• 中子星－中子星，黑

洞－中子星并合Eichler et al 1989;

Paczynski 1991;

Narayan et al 1992

• Collapsar 模型Woosley 1993; Paczynski

1998; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen & Woosley & Heger 2001

伽玛射线爆黑洞超吸积模型思想：中微子主导吸积流（ NDAF ）

• 高吸积率： ～ 1 － 10Msun/s

• 高温高密T ～ 1010-1011 K ，ρ ～ 106-1013g cm-3

光子光厚• 中微子冷却机制

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火球

NDAF 产生的天体物理环境• 中子星－中子星并合： NDAF

• 中子星－黑洞并合： NDAF

• Collapsars:NDAF三者都要求并合后形成的黑洞质量小于 10M⊙

• 黑洞－白矮星并合： CDAF

• 黑洞－氦核并合： CDAF两者的外半径太大！Narayan, Piran, & Kumar 2001

NDAF 的基本理论框架• 动力学方程组（ Kerr 时空背景）

（ Gammie & Popham 1998; Popham & Gammie 1998 ）

– 连续性方程 :

– 气体能量方程：– 径向方程 :

– 角动量守恒方程 :

– 垂向平衡方程 :

Popham, Woosley, & Fryer 1999

中微子冷却机制• 正负电子对湮灭

• 核子俘获 (URCA 过程 )

• 光解离氦核

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Qian & Woosley 1996

状态方程• 压强

• 内能气体压 辐射压 简并压

ADAF Analytic thin disk (SSD)

Popham, Woosley, & Fryer 1999

M=3Msun,Mdot=1Msun/s,

alpha=0.1

基本结论• 中微子光度： 3.35x1051ergs/s

• 外区： ADAF

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考虑中微子的光深

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105.2)87(4

中微子冷却率

状态方程中加入囚禁中微子的贡献

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002

光深

f=qadv/q+

时标

中微子辐射率 中微子 Eddington 光度

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002

含时的演化（径向）

质量和角动量守恒方程

Janiuk, Perna, Di Matteo, & Czerny 2004

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3D 数值计算• 伪牛顿势 (Kerr 时空 )

Artemova-Bjornsson-Novikov 势（ Artemova et al 1996 ）

• 主要结论：热压使得盘膨胀，中微子不可能光厚，辐射有效(Setiawan, Ruffert, & Janka 2004 ，2005)

处于 beta 平衡下的 NDAF

Janiuk,Yuan, Perna ， & Di Matteo 2005 ，2006

改进的地方：1. β 平衡：

2. 任意温度下的 Fermi-Dirac 统计3. 精确的中微子辐射率

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Yuan 2005, Phys. Rev. D

存在解析平衡条件的优点：核子非简并：

另外：BpBeee

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其中：

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Yuan 2005, Phys. Rev. D

β 平衡条件• 中微子囚禁时严格严格的化学平衡条件：

• 中微子透明时，冷的 npe- 气体近似近似的 平衡条件：

• 中微子透明时，热的 npe-e+ 气体近似近似的 平衡条件：

• 中微子不透明时，热的 npe-e+ 气体近似近似的 平衡条件 ：

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状态方程

电子丰度

稳衡态条件下的解

电子丰度

NDAF 的含时演化

积分光度

Local 吸积率

主要结论• 高吸积率情形下，盘的内区变得不稳定• 不稳定的因素：氦形成和解离• 内激波（ Internal Shock ）形成的机制？

谢谢！