[論文レビュー] Constraints on the formation of double neutron stars from the observed eccentricities and current limits on merger rates

Martyna Chruślińska, Krzysztof Belczyński+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 16, 2016

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 11

ひとこと要約

本研究では、StarTrackコードを用いた集団合成シミュレーションを用いて、二重中性子星（DNS）形成における初期速度のモデルをテストし、観測された軌道離心率と合体率の制限と照らし合わせて予測される離心率と合体率を比較した。どのモデルも観測された離心率と合体率の制限を同時に満たさず、初期速度が小さいモデル（σ = 132.5 km/s）と第二中性子星の電子捕獲超新星（ECSN）形成の組み合わせのみがわずかに整合性を示しており、サンプルバイアスまたは現在の形成モデルの欠陥を示唆している。

ABSTRACT

We employ population synthesis method to model the double neutron star (DNS) population and test various possibilities on natal kick velocities gained by neutron stars after their formation. We first choose natal kicks after standard core collapse SN from a Maxwellian distribution with velocity dispersion of sigma=265 km/s as proposed by Hobbs et al. (2005) and then modify this distribution by changing the velocity dispersion towards smaller and larger kick values. We also take into account the possibility of NS formation through electron capture supernova. In this case we test two scenarios: zero natal kick or small natal kick, drawn from Maxwellian distribution with sigma = 26.5 km/s. We calculate the present-day orbital parameters of binaries and compare the resulting eccentricities with those known for observed DNSs. As an additional test we calculate Galactic merger rates for our model populations and confront them with observational limits. We do not find any model unequivocally consistent with both observational constraints simultaneously.The models with low kicks after CCSN for binaries with the second NS forming through core collapse SN are marginally consistent with the observations. This means that either 14 observed DNSs are not representative of the intrinsic Galactic population, or that our modeling of DNS formation needs revision.

研究の動機と目的

• 観測された二重中性子星（DNS）の離心率と現在の合体率の制限が、集団合成モデルによって同時に再現可能かどうかを検証すること。
• 特に電子捕獲超新星（ECSN）からの低初期速度がDNS形成に果たす役割を評価すること。
• 現在の14個の観測されたDNS系のサンプルが、真の銀河系内DNS集団を代表しているかどうかを評価すること。
• 標準的なコアコリプス超新星（CCSN）の初期速度（σ = 265 km/s）または初期速度が小さくない（ゼロも含む）ECSN経路が、観測されたDNS集団を説明できるかどうかを特定すること。

提案手法

• モンテカルロ手法を用いて、StarTrack集団合成コードで銀河系内二重中性子星集団をシミュレートする。
• コアコリプス超新星に対して、σ = 265 km/s（Hobbs et al. 2005）、σ = 132.5 km/s、σ = 530 km/s のマクスウェル初期速度分布を適用する。
• ゼロの初期速度またはσ = 26.5 km/s のマクスウェル分布を用いた電子捕獲超新星（ECSN）形成を組み込む。
• 重力波放射による軌道進化（Peters 1964）を計算し、合体時間と銀河系内合体率を決定する。
• 二標本Kolmogorov-Smirnov（KS）検定を用いて、シミュレートされた離心率分布と観測されたDNSの離心率を比較する。
• 予測された合体率を、DNS、短時間ガンマ線バースト、およびキリノバからの観測的制限と照らし合わせる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 コアコリプス超新星に対して標準的な初期速度（σ = 265 km/s）を仮定したモデルは、二重中性子星の観測された離心率分布を再現できるか？
• RQ2 初期速度がゼロまたは小さい（σ = 26.5 km/s）電子捕獲超新星（ECSN）を含むモデルは、観測された離心率分布をよりよく再現するか？
• RQ3 各モデルが予測する銀河系内合体率は、短時間ガンマ線バーストおよびキリノバからの現在の観測的制限と整合性があるか？
• RQ4 現在の14個の観測された二重中性子星のサンプルは、真の銀河系内DNS集団を代表しているのか、それともバイアスがかかっているのか？
• RQ5 観測された軌道パラメータと合体率は、二重中性子星形成の仮定された物理的メカニズムの見直しが必要であることを示唆しているか？

主な発見

• どのモデルも、観測された離心率分布と合体率の制限を明確に同時に満たさず、現在のモデルに根本的な矛盾があることを示している。
• コアコリプス超新星後に初期速度が小さいモデル（σ = 132.5 km/s）は、観測とわずかに整合性を示し、p値が3σの閾値近くに位置している。
• 第二中性子星が電子捕獲超新星（ECSN）によって形成され、初期速度がゼロのモデルは、観測された離心率と最もよく一致している。
• 第二中性子星がECSNによって形成されるすべてのモデルは、Hubble時間内に合体率がゼロになると予測される。これは、二重星系が合体できるほどに狭くならないためである。
• 初期速度が小さいECSN経路（σ = 26.5 km/s）を経由するサブ集団は、他のモデルと比較して観測された離心率と著しくよく一致している。
• 離心率と合体率の両方の制限を同時に満たせないという失敗は、現在のDNSサンプルが銀河系内集団を代表していないか、あるいは現在の形成モデルに見直しが必要であることを示唆している。