[論文レビュー] Formation and Evolution of Binary Neutron Stars

Simon Portegies Zwart, L. R. Yungelson|arXiv (Cornell University)|Oct 30, 1997

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 2被引用数 49

ひとこと要約

本稿では、観測された高質量連星パルサー（HMBP）に一致させるために、集団合成を用いて連星中性子星（BNS）の形成と進化をモデル化し、効率的な共通エンvelopeエネルギーの沈殿と二峰性のキック速度分布（顕著な低速成分を有する）が、軌道周期および離心率分布を最もよく再現することを明らかにした。このモデルは、銀河系におけるBNSの形成率を約3.4×10⁻⁵ yr⁻¹、合体率を約2×10⁻⁵ yr⁻¹と予測し、10°程度の開口角にビーム化されたガンマ線バーストの率と整合的である。

ABSTRACT

The formation and evolution of binaries which contain two neutron stars or a neutron star with a black hole are discussed in detail. The evolution of the distributions in orbital period and eccentricity for neutron star binaries are studied as a function of time. In the model which fits the observations of high mass binary pulsars best the deposition of orbital energy into common envelopes has to be very efficient and a kick velocity distribution has to contain a significant contribution of low velocity kicks. The estimated age of the population has to be between several 100 Myr and 1 Gyr. The birthrate of binary neutron stars is about 3.4 10^{-5} per year (assuming 100% binarity) and their merger rate is about 2 x 10^{-5} per year. The merger rate of neutron star binaries is consistent with the estimated rate of gamma-ray bursts, if the latter are beamed into an opening angle of a few degrees. We argue that PSR B2303+46 is possibly formed in a scenario in which the common envelope is avoided while for the other three known high-mass binary pulsars a common envelope is required to explain their orbital period.

研究の動機と目的

• 銀河系における連星中性子星（BNS）の形成経路と進化歴を理解すること。
• 観測された高質量連星パルサー（HMBP）の軌道パラメータ（周期および離心率）を、二重星進化理論モデルと一致させること。
• 共通エンvelope排出の効率および中性子星キック速度分布の性質を制約すること。
• BNS系の銀河系内形成率および合体率を推定し、重力波およびガンマ線バースト観測と整合性があるかを評価すること。

提案手法

• 質量の大きな二重星系が二重中性子星へと至る過程をモデル化するために、集団合成シミュレーションが用いられた。
• 質量移動（ロッシュ・ローブ・オーバーフロー経由）、共通エンベロープ段階、そして超新星の初期キック速度を含む、詳細な星の進化を組み込んだ。
• 単一パルサーおよびHMBPの観測と一致させるために、二峰性のキック速度分布（Paczyński 1990にHansen & Phinney 1996のパラメータを適用）が採用された。
• シミュレートされたBNS系の軌道周期–離心率（P_orb–e）分布を観測されたHMBPと比較し、モデルパラメータを制約した。
• 重力波による軌道減衰の時間的進化を追跡することで、合体率が計算された。
• モデルの成功は、シミュレートされたP_orb–e図を観測されたHMBPにフィットさせ、単一パルサーおよびX線連星に関する先行制約と整合性があるかを確認することで評価された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された高質量連星パルサーの軌道周期および離心率分布を再現するには、中性子星のインスピレーション段階における共通エンベロープ内での軌道エネルギーのどの程度の効率的沈殿が必要か？
• RQ2 観測された高質量連星パルサーおよび単一パルサーの性質を同時に説明するのに最も適した中性子星キック速度分布は何か？
• RQ3 観測された軌道パラメータに一致させることで、銀河系内連星中性子星集団の推定年齢は何か？
• RQ4 連星中性子星の形成率および合体率は、電波パルサーおよびガンマ線バーストからの観測推定値とどのように比較されるか？
• RQ5 すべての系において共通エンベロープ段階が必須であるか、それとも共通エンベロープ段階なしで観測されたHMBPを説明できるか？

主な発見

• 最も成功したモデルでは、中性子星のインスピレーション段階における共通エンベロープ内での軌道エネルギーの非常に効率的な沈殿が必要であることが判明した。
• 顕著な低速成分と高速成分の尾を有するキック速度分布（Paczyński 1990にHansen & Phinney 1996のパラメータを適用）が、観測されたHMBPの軌道パラメータを最もよく再現した。
• 銀河系内連星中性子星集団の推定年齢は数億年から10億年程度の間にあると判明し、再活性化されたパルサーが低磁場で生まれる可能性を示唆した。
• モデルは、銀河系内形成率を約3.4×10⁻⁵ yr⁻¹、合体率を約2×10⁻⁵ yr⁻¹と予測し、10°程度の開口角にビーム化されたガンマ線バーストの率と整合的である。
• 短周期BNS系は、高い初期キックにより主に球状星団から噴出されるため、星団内のHMBPは二重星進化ではなく、動的相互作用によって形成される可能性が高い。
• ブラックホール–中性子星連星の合体率はBNSのそれよりも少なくとも1桁低いが、より高い全質量を有するため、重力波源として顕著である可能性がある。