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QUICK REVIEW

[論文レビュー] From ZAMS to Merger: Detailed Binary Evolution Models of Coalescing Neutron Star-Black Hole Systems at Solar Metallicity

Zepei Xing, Simone S. Bavera|arXiv (Cornell University)|Sep 18, 2023
Pulsars and Gravitational Waves ResearchPhysics and Astronomy被引用数 3
ひとこと要約

本研究では、太陽金属量における中性子星-ブラックホール（NSBH）連星のゼロ・オービタル・メインシーケンス（ZAMS）から合体までの全進化経路をモデル化するために、POSYDON二重星集団合成コードを用いた。その結果、合体する大多数のNSBH系は、ブラックホール質量が3–11 M⊙、チルプ質量が1.5–4 M⊙であることが判明した。BHスピンは通常低く（χ_BH ≲ 0.2）、共通エンvelope進化を経験しない系では約40%の確率で反平行スピンを示す。電磁的対応体は、中性子星の状態方程式に応じて0–18.6%の合体で予想される。

ABSTRACT

Neutron star $-$ black hole (NSBH) merger events bring us new opportunities to constrain theories of stellar and binary evolution, and understand the nature of compact objects. In this work, we investigate the formation of merging NSBH binaries at solar metallicity by performing a binary population synthesis study of merging NSBH binaries with the newly developed code POSYDON. The latter incorporates extensive grids of detailed single and binary evolution models, covering the entire evolution of a double compact object progenitor. We explore the evolution of NSBHs originating from different formation channels, which in some cases differ from earlier studies performed with rapid binary population synthesis codes. Then, we present the population properties of merging NSBH systems and their progenitors such as component masses, orbital features, and BH spins, and investigate the model uncertainties in our treatment of common envelope (CE) evolution and core-collapse process. We find that at solar metallicity, under the default model assumptions, most of the merging NSBHs have BH masses in a range of $3-11\,M{_\odot}$ and chirp masses within $1.5-4\,M{_\odot}$. Independently of our model variations, the BH always forms first with dimensionless spin parameter $\lesssim 0.2$, which is correlated to the initial binary orbital period. Some BHs can subsequently spin up moderately ($χ_{ m BH} \lesssim 0.4$) due to mass transfer, which we assume to be Eddington limited. Binaries that experienced CE evolution rarely demonstrate large tilt angles. Conversely, approximately $40\%$ of the binaries that undergo only stable mass transfer without CE evolution contain an anti-aligned BH. Finally, accounting for uncertainties in both the population modeling and the NS equation of state, we find that $0-18.6\%$ of NSBH mergers may be accompanied by an electromagnetic counterpart.

研究の動機と目的

  • 太陽金属量における合体するNSBH連星の形成経路と集団的性質を理解すること。
  • 共通エンvelope進化およびコアコラプス物理に関する不確実性がNSBH合体結果に与える影響を調査すること。
  • 中性子星の状態方程式に応じて、NSBH合体のどの程度が電磁的対応体を生成するかを推定すること。
  • 二重星集団合成における詳細な星および連星進化モデルを用いることで、モデル化の精度を向上させること。

提案手法

  • 全進化スケールにわたる詳細な単一星および連星進化モデルを統合したPOSYDON二重星集団合成コードを採用。
  • コアコラプス、共通エンvelope、質量転送の各段階をカバーする広範な星進化モデルのグリッドを訓練に用いた。
  • 共通エンvelope進化（例：α_CE、X_H境界定義）およびコアコラプス（例：Fryer et al. 2012、Patton & Sukhbold 2020）の複数の定式化を適用し、モデルの不確実性を評価。
  • 初期状態から合体までに至る連星進化をシミュレートし、成分質量、軌道パラメータ、スピン進化を追跡。
  • 異なる状態方程式からの中性子星半径推定値と、コンパクト天体の質量およびスピン状態を組み合わせることで、電磁的対応体の可能性を評価。
  • 初期連星パラメータのモンテカルロサンプリングを用い、統計的に信頼性の高い集団予測を生成。
Figure 1: Evolutionary path, from ZAMS to the merger, of a NSBH binary from channel Ia. From the top to the bottom we show the evolution of the orbital period $P_{\rm orb}$ , eccentricity $e$ , component masses $M_{1,2}$ , star radii $R_{1,2}$ , surface angular velocity over the critical value $(\om
Figure 1: Evolutionary path, from ZAMS to the merger, of a NSBH binary from channel Ia. From the top to the bottom we show the evolution of the orbital period $P_{\rm orb}$ , eccentricity $e$ , component masses $M_{1,2}$ , star radii $R_{1,2}$ , surface angular velocity over the critical value $(\om

実験結果

リサーチクエスチョン

  • RQ1太陽金属量で形成される合体NSBH系の典型的な質量、軌道、スピン特性は何か？
  • RQ2共通エンvelope進化およびコアコラプスの定式化に関する不確実性が、予測される合体率およびコンパクト天体の性質にどのように影響するか？
  • RQ3NSBH合体のどの程度が観測可能な電磁的対応体を生成すると予想されるか？また、これは中性子星の状態方程式にどのように依存するか？
  • RQ4一部のNSBH系で反平行スピンのブラックホールが観測される理由は何か？これは共通エンvelope段階の欠如とどのように関係するか？
  • RQ5誕生キック速度とその分散が、合体するNSBH連星の形成効率および軌道的特性にどのように影響するか？

主な発見

  • デフォルトのモデル仮定のもとで、合体するNSBH系の多くはブラックホール質量が3–11 M⊙、チルプ質量が1.5–4 M⊙の範囲にある。
  • 合体するNSBH系のブラックホールは通常、次元なしスピンパラメータχ_BH ≲ 0.2で形成され、初期の公軌道周期と相関関係を示す。Eddington制限付き質量転送により、χ_BH ≲ 0.4までスピンアップする可能性がある。
  • 共通エンvelope進化を回避する系では約40%が反平行スピンのブラックホールを有するが、CEに影響を受ける経路ではそのような系はまれである。
  • 電磁的対応体を有するNSBH合体の割合は、状態方程式に応じて1.35%（軟らかめのEoS、R_NS = 11 km）から13.92%（硬めのEoS、R_NS = 13 km）の範囲にあり、合計の不確実性範囲は0–18.6%である。
  • モデルの変更から、α_CEを低くするか、X_H = 0.01のコア-エンvelope境界を厳密にすることで合体率が低下し、より質量の大きなブラックホール（約10 M⊙）が優勢になる傾向が見られた。一方、λ_CEを高くすると、合体後の分離距離が増加し、合体が遅れる。
  • 誕生キック速度の分散を150 km s⁻¹に低下させると、小角度の傾きを有する合体NSBH系の数が増加し、遅延時間が延びる。これは、軌道離心率が低下し、排出効率が低下するためである。
Figure 2: Same as Figure 1 but for a NSBH binary formed through channel IIa.
Figure 2: Same as Figure 1 but for a NSBH binary formed through channel IIa.

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このレビューはAIが作成し、人間の編集者が確認しました。