A large-scale magnetic field via αΩ\alpha\Omega dynamo in binary neutron star mergers

The merger of neutron stars drives a relativistic jet which can be observed as a short gamma-ray burst. A strong large-scale magnetic field is necessary to launch the relativistic jet. However, the magnetohydrodynamical mechanism to build up this magnetic field remains uncertain. Here we show that the $\alpha\Omega$ dynamo mechanism driven by the magnetorotational instability builds up the large-scale magnetic field inside the long-lived binary neutron star merger remnant by performing an {\it ab initio} super-high resolution neutrino-radiation magnetohydrodynamics merger simulation in full general relativity. As a result, the magnetic field induces the Poynting-flux dominated relativistic outflow with the luminosity $\sim 10^{51}$\,erg/s and magnetically-driven post-merger mass ejection with the mass $\sim 0.1M_\odot$. Therefore, the magnetar scenario in binary neutron star mergers is possible. These can be the engines of short-hard gamma-ray bursts and very bright kilonovae. Therefore, this scenario is testable in future observation

Moteur central des explosions extrêmes : l'instabilité magnétorotationnelle dans les proto-étoiles à neutrons

Massive stars end their life in a violent explosion, called supernova. These explosions are due to the collapse of their iron core and lead to the formation of neutron stars. Observations show that some supernovae have extreme properties, such as their kinetic energy in the case of hypernovae or their luminosity in the case of superluminous supernovae. A central engine different from the neutrino-driven mechanism for standard supernovae is often invoked for these extreme explosions : a magnetorotational explosion. This mechanism assumes on a fast rotating proto-neutron star (PNS) with an intense magnetic field, which extracts the rotational energy to explain the extreme caracteristics of hypernovae or superluminous supernovae. With time, this PNS becomes a magnetar, a class of neutron stars caracterised by a wide diversity of high energy phenomena powered by the dissipation of their strong magnetic field. A magnetic dipole of 10¹⁴-10¹⁵ G can be inferred from the observations of most magnetars. The origin of magnetars and their large-scale magnetic field, especially in presence of fast rotation, remains an open question. Two promising mechanisms are invoked to amplify the magnetic field of PNS : the convective dynamo or the magnetorotational instability (MRI). This thesis studies in more details the scenario of magnetar formation by the MRI. This instability has been studied analytically or in local numerical simulations with a box representing a small part of the PNS. For the first time, this thesis uses simplified spherical 3D models to study the origin of the dipole. A first study is designed to investigate large-scale magnetic field from an initial small-scale one using the incompressible approximation, which enables longer simulation times and the exploration of the parameter space. The numerical simulations of this model show a self-sustained turbulent MRI-driven dynamo, whose saturated state is independent of the initial magnetic field. This saturated state is dominated by a strong turbulent magnetic field of B ≥ 10¹⁵ G, but a non-dominant magnetic dipole represents systematically about 5% of the averaged magnetic field strength. Interestingly, this dipole is found to be tilted toward the equatorial plane. By comparing these results with local simulations, global models reproduce several characteristics of local MRI turbulence such as the kinetic and magnetic spectra, while the turbulence is less vigorous in the global models. A more realistic model based on the anelastic approximation was then developed in order to take into account the density and entropy profiles of the PNS. Simulation results show a self-sustained turbulent MRI-driven dynamo with a strong turbulent magnetic field of B ≥ 10¹⁴ G and a non-dominant equatorial dipole, which represents about 4.3% of the averaged magnetic field strength. Interestingly, an axisymmetric magnetic field at large scales is observed to oscillate with time, which can be described as a mean-field αΩ dynamo. By comparing these results with the models with less physical ingredients, we find that the density gradient favors the apparition of this mean-field behaviour. Buoyancy due to the entropy gradient damps turbulence in the equatorial plane but has a relatively weak influence overall because of the high thermal diffusivity due to neutrinos.To conclude, this thesis supports the ability of the MRI to generate magnetar-like large-scale magnetic fields in a fast-rotating PNS.La fin de vie des étoiles massives donne lieu à une explosion, appelée supernova. Ces explosions sont provoquées par l'effondrement de leur cœur de fer et la formation d'une étoile à neutrons. Les observations des supernovae montrent que certaines d'entre elles ont des caractéristiques extrêmes comme leur énergie cinétique pour les hypernovae ou leur luminosité pour les supernovae superlumineuses. Un moteur central de ces explosions différent du mécanisme des neutrinos pour les supernovae standards est souvent invoqué pour expliquer ces caractéristiques extrêmes : une explosion magnétorotationnelle. Ce mécanisme suppose la formation d'une proto-étoile à neutrons (PNS) en rotation rapide et avec un fort champ magnétique qui permet d'extraire l'énergie de rotation et obtenir une explosion plus énergétique ou lumineuse. Cette PNS, une fois refroidie en étoile à neutrons, fait partie de la classe des magnétars, qui se distingue par toute une diversité d'émissions à haute énergie dues à la dissipation de leur intense champ magnétique interne. Les observations de ces objets permettent d'inférer que la composante dipolaire de leur champ magnétique est de l'ordre de 10¹⁴-10¹⁵ G.L'origine des magnétars et de leur fort champ magnétique à grande échelle, particulièrement en présence de rotation rapide, reste une question ouverte. Deux mécanismes ont été invoqués pour amplifier le champ magnétique dans les PNS : la dynamo convective ou l'instabilité magnétorotationnelle (MRI). Cette thèse se propose d'étudier en détail le scénario de formation par la MRI. Celle-ci a déjà été étudiée de manière analytique ou dans des simulations numériques locales dans une boite représentant une partie de la PNS. Pour la première fois, cette thèse présente des modèles 3D sphériques simplifiés, ce qui permet d'étudier l'origine du dipôle. Une première étude a été menée pour étudier la génération d'un champ magnétique à grande échelle dans l'approximation incompressible, ce qui permet une plus vaste exploration des paramètres et des simulations plus longues. Nos simulations montrent la présence d'une dynamo auto-entretenue, dont l'état saturé ne dépend pas des conditions initiales du champ magnétique. Bien que cet état soit dominé par le champ magnétique turbulent (≥ 10¹⁵ G), un dipôle représentant 5% du champ magnétique moyen est généré dans toutes les simulations. De manière inédite, ce dipôle est orienté vers le plan équatorial plutôt que vers l'axe de rotation. De plus, la comparaison de ces modèles sphériques avec les modèles locaux montre que l'état turbulent de la MRI a des propriétés similaires, bien que le champ magnétique soit légèrement plus faible dans les modèles globaux. Un modèle basé sur l'approximation anélastique a ensuite été développé afin de prendre en compte les profils de densité et d'entropie d'une structure réaliste de PNS. Les simulations montrent également une dynamo auto-entrenue avec un champ magnétique moyen ≥ 10¹⁴ G et un dipôle équatorial de l'ordre de 4.3% du champ magnétique. De plus, un nouveau comportement à grande échelle apparaît avec ce modèle réaliste : une dynamo de champ moyen qui peut être décrite comme une dynamo αΩ. La comparaison de ce modèle avec des modèles idéalisés montre que la stratification en densité favorise l'apparition d'une dynamo de champ moyen. La force de flottaison limite la turbulence dans le plan équatorial mais a une influence assez faible dans l'ensemble du fait de la forte diffusion thermique due aux neutrinos. Dans l'ensemble, les résultats présentés dans cette thèse confirment la capacité de la MRI de former des magnétars dans le cas d'une rotation rapide

Central engine of extreme explosions : magnetorotational instability in proto-neutron stars

La fin de vie des étoiles massives donne lieu à une explosion, appelée supernova. Ces explosions sont provoquées par l'effondrement de leur cœur de fer et la formation d'une étoile à neutrons. Les observations des supernovae montrent que certaines d'entre elles ont des caractéristiques extrêmes comme leur énergie cinétique pour les hypernovae ou leur luminosité pour les supernovae superlumineuses. Un moteur central de ces explosions différent du mécanisme des neutrinos pour les supernovae standards est souvent invoqué pour expliquer ces caractéristiques extrêmes : une explosion magnétorotationnelle. Ce mécanisme suppose la formation d'une proto-étoile à neutrons (PNS) en rotation rapide et avec un fort champ magnétique qui permet d'extraire l'énergie de rotation et obtenir une explosion plus énergétique ou lumineuse. Cette PNS, une fois refroidie en étoile à neutrons, fait partie de la classe des magnétars, qui se distingue par toute une diversité d'émissions à haute énergie dues à la dissipation de leur intense champ magnétique interne. Les observations de ces objets permettent d'inférer que la composante dipolaire de leur champ magnétique est de l'ordre de 10¹⁴-10¹⁵ G.L'origine des magnétars et de leur fort champ magnétique à grande échelle, particulièrement en présence de rotation rapide, reste une question ouverte. Deux mécanismes ont été invoqués pour amplifier le champ magnétique dans les PNS : la dynamo convective ou l'instabilité magnétorotationnelle (MRI). Cette thèse se propose d'étudier en détail le scénario de formation par la MRI. Celle-ci a déjà été étudiée de manière analytique ou dans des simulations numériques locales dans une boite représentant une partie de la PNS. Pour la première fois, cette thèse présente des modèles 3D sphériques simplifiés, ce qui permet d'étudier l'origine du dipôle. Une première étude a été menée pour étudier la génération d'un champ magnétique à grande échelle dans l'approximation incompressible, ce qui permet une plus vaste exploration des paramètres et des simulations plus longues. Nos simulations montrent la présence d'une dynamo auto-entretenue, dont l'état saturé ne dépend pas des conditions initiales du champ magnétique. Bien que cet état soit dominé par le champ magnétique turbulent (≥ 10¹⁵ G), un dipôle représentant 5% du champ magnétique moyen est généré dans toutes les simulations. De manière inédite, ce dipôle est orienté vers le plan équatorial plutôt que vers l'axe de rotation. De plus, la comparaison de ces modèles sphériques avec les modèles locaux montre que l'état turbulent de la MRI a des propriétés similaires, bien que le champ magnétique soit légèrement plus faible dans les modèles globaux. Un modèle basé sur l'approximation anélastique a ensuite été développé afin de prendre en compte les profils de densité et d'entropie d'une structure réaliste de PNS. Les simulations montrent également une dynamo auto-entrenue avec un champ magnétique moyen ≥ 10¹⁴ G et un dipôle équatorial de l'ordre de 4.3% du champ magnétique. De plus, un nouveau comportement à grande échelle apparaît avec ce modèle réaliste : une dynamo de champ moyen qui peut être décrite comme une dynamo αΩ. La comparaison de ce modèle avec des modèles idéalisés montre que la stratification en densité favorise l'apparition d'une dynamo de champ moyen. La force de flottaison limite la turbulence dans le plan équatorial mais a une influence assez faible dans l'ensemble du fait de la forte diffusion thermique due aux neutrinos. Dans l'ensemble, les résultats présentés dans cette thèse confirment la capacité de la MRI de former des magnétars dans le cas d'une rotation rapide.Massive stars end their life in a violent explosion, called supernova. These explosions are due to the collapse of their iron core and lead to the formation of neutron stars. Observations show that some supernovae have extreme properties, such as their kinetic energy in the case of hypernovae or their luminosity in the case of superluminous supernovae. A central engine different from the neutrino-driven mechanism for standard supernovae is often invoked for these extreme explosions : a magnetorotational explosion. This mechanism assumes on a fast rotating proto-neutron star (PNS) with an intense magnetic field, which extracts the rotational energy to explain the extreme caracteristics of hypernovae or superluminous supernovae. With time, this PNS becomes a magnetar, a class of neutron stars caracterised by a wide diversity of high energy phenomena powered by the dissipation of their strong magnetic field. A magnetic dipole of 10¹⁴-10¹⁵ G can be inferred from the observations of most magnetars. The origin of magnetars and their large-scale magnetic field, especially in presence of fast rotation, remains an open question. Two promising mechanisms are invoked to amplify the magnetic field of PNS : the convective dynamo or the magnetorotational instability (MRI). This thesis studies in more details the scenario of magnetar formation by the MRI. This instability has been studied analytically or in local numerical simulations with a box representing a small part of the PNS. For the first time, this thesis uses simplified spherical 3D models to study the origin of the dipole. A first study is designed to investigate large-scale magnetic field from an initial small-scale one using the incompressible approximation, which enables longer simulation times and the exploration of the parameter space. The numerical simulations of this model show a self-sustained turbulent MRI-driven dynamo, whose saturated state is independent of the initial magnetic field. This saturated state is dominated by a strong turbulent magnetic field of B ≥ 10¹⁵ G, but a non-dominant magnetic dipole represents systematically about 5% of the averaged magnetic field strength. Interestingly, this dipole is found to be tilted toward the equatorial plane. By comparing these results with local simulations, global models reproduce several characteristics of local MRI turbulence such as the kinetic and magnetic spectra, while the turbulence is less vigorous in the global models. A more realistic model based on the anelastic approximation was then developed in order to take into account the density and entropy profiles of the PNS. Simulation results show a self-sustained turbulent MRI-driven dynamo with a strong turbulent magnetic field of B ≥ 10¹⁴ G and a non-dominant equatorial dipole, which represents about 4.3% of the averaged magnetic field strength. Interestingly, an axisymmetric magnetic field at large scales is observed to oscillate with time, which can be described as a mean-field αΩ dynamo. By comparing these results with the models with less physical ingredients, we find that the density gradient favors the apparition of this mean-field behaviour. Buoyancy due to the entropy gradient damps turbulence in the equatorial plane but has a relatively weak influence overall because of the high thermal diffusivity due to neutrinos.To conclude, this thesis supports the ability of the MRI to generate magnetar-like large-scale magnetic fields in a fast-rotating PNS

Numerical simulations of the Tayler-Spruit dynamo in proto-magnetars

International audienceThe Tayler-Spruit dynamo is one of the most promising mechanisms proposed to explain angular momentum transport during stellar evolution. Its development in proto-neutron stars spun-up by supernova fallback has also been put forward as a scenario to explain the formation of very magnetized neutron stars called magnetars. Using three-dimensional direct numerical simulations, we model the proto-neutron star interior as a stably stratified spherical Couette flow with the outer sphere that rotates faster than the inner one. We report the existence of two subcritical dynamo branches driven by the Tayler instability. They differ by their equatorial symmetry (dipolar or hemispherical) and the magnetic field scaling, which is in agreement with different theoretical predictions (by Fuller and Spruit, respectively). The magnetic dipole of the dipolar branch is found to reach intensities compatible with observational constraints on magnetars

MRI-driven α−Ω\alpha-\Omega dynamos in protoneutron stars

Magnetars are highly magnetized neutron stars that can produce X-ray and soft gamma-ray emissions and that have a dipole of $10^{14}$ G to $10^{15}$ G. A promising mechanism to explain magnetar formation is magnetic field amplification by the MRI in fast-rotating protoneutron stars (PNS). This scenario is supported by recent global models showing that small-scale turbulence can generate a dipole with magnetar-like intensity. However, the impact of buoyancy and density stratification on the efficiency of the MRI at generating a dipole is still unknown. We assess the impact of the density and entropy profiles on the MRI dynamo in a global model of a fast-rotating PNS, which focuses on its outer stratified region stable to convection. Using the pseudo-spectral code MagIC, we perform three-dimensional Boussinesq and anelastic MHD simulations in spherical geometry with explicit diffusivities. We perform a parameter study in which we investigate the effect of different approximations and of thermal diffusion. We obtain a self-sustained turbulent MRI-driven dynamo, which confirms most of our previous incompressible results once rescaled for density. The MRI also generates a non-dominant equatorial dipole, which represents about 4.3% of the averaged magnetic field strength. Interestingly, in the presence of a density gradient, an axisymmetric magnetic field at large scales oscillates with time, which can be described as a mean-field $\alpha-\Omega$ dynamo. Buoyancy damps turbulence in the equatorial plane but it has overall a relatively weak influence with a realistic high thermal diffusion. Our results support the ability of the MRI to generate magnetar-like large-scale magnetic fields. They furthermore predict the presence of an $\alpha-\Omega$ dynamo in the protoneutron star, which could be important to model in-situ magnetic field amplification in core-collapse supernovae. [abridged

Simulations 3D HPC de dynamo dans les étoiles à neutrons et d'explosions de supernovae

National audienc

MRI-driven dynamo at very high magnetic Prandtl numbers

The dynamo driven by the magnetorotational instability (MRI) is believed to play an important role in the dynamics of accretion discs and may also explain the origin of the extreme magnetic fields present in magnetars. Its saturation level is an important open question known to be particularly sensitive to the diffusive processes through the magnetic Prandtl number Pm (the ratio of viscosity to resistivity). Despite its relevance to proto-neutron stars and neutron star merger remnants, the numerically challenging regime of high Pm is still largely unknown. Using zero-net flux shearing box simulations in the incompressible approximation, we studied MRI-driven dynamos at unprecedentedly high values of Pm reaching 256. The simulations show that the stress and turbulent energies are proportional to Pm up to moderately high values ($\mathrm{Pm} \sim 50$). At higher Pm, they transition to a new regime consistent with a plateau independent of Pm for $\rm Pm \gtrsim 100$. This trend is independent of the Reynolds number, which may suggest an asymptotic regime where the energy injection and dissipation are independent of the diffusive processes. Interestingly, large values of Pm not only lead to intense small-scale magnetic fields but also to a more efficient dynamo at the largest scales of the box

MRI-driven dynamo at very high magnetic Prandtl numbers

International audienceThe dynamo driven by the magnetorotational instability (MRI) is believed to play an important role in the dynamics of accretion discs and may also explain the origin of the extreme magnetic fields present in magnetars. Its saturation level is an important open question known to be particularly sensitive to the diffusive processes through the magnetic Prandtl number Pm (the ratio of viscosity to resistivity). Despite its relevance to proto-neutron stars and neutron star merger remnants, the numerically challenging regime of high Pm is still largely unknown. Using zero-net flux shearing box simulations in the incompressible approximation, we studied MRI-driven dynamos at unprecedentedly high values of Pm reaching 256. The simulations show that the stress and turbulent energies are proportional to Pm up to moderately high values (Pm ∼ 50). At higher Pm, they transition to a new regime consistent with a plateau independent of Pm for Pm 100. This trend is independent of the Reynolds number, which may suggest an asymptotic regime where the energy injection and dissipation are independent of the dif fusi ve processes. Interestingly, large values of Pm not only lead to intense small-scale magnetic fields but also to a more efficient dynamo at the largest scales of the box