[論文レビュー] Modeling the outcome of supernova explosions in binary population synthesis using the stellar compactness

Maciej Dabrowny, Nicola Giacobbo+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 67被引用数 7

ひとこと要約

本稿は、MOBSE集団合成コードにおいて、星のコンパクトネス（ζ2.5）を用いてブラックホールおよび中性子星の形成を予測する新しい超新星モデルを導入する。自由パラメータは2つ：BH/NS遷移のためのコンパクトネス閾値と、再吸収した外層の割合である。主な結果として、下位質量ギャップの上端と、コンパクト二重星系の相対的形成率が、本モデルの明確な観測的特徴であり、それぞれ再吸収率とコンパクトネス閾値に強く依存している。

ABSTRACT

Following the collapse of their cores, some of the massive binary stars that populate our Universe are expected to form merging binaries composed of black holes and neutron stars. Gravitational-wave observations of the resulting compact binaries can reveal precious details on the inner workings of the supernova mechanism and the subsequent formation of compact objects. Within the framework of the population-synthesis code MOBSE, we present the implementation of a new supernova model that relies on the compactness of the collapsing star. The model has two free parameters, namely the compactness threshold that separates the formation of black holes and that of neutron stars, and the fraction of the envelope that falls back onto the newly formed black holes. We compare this model extensively against other prescriptions that are commonly used in binary population synthesis. We find that the cleanest signatures of the role of the pre-supernova stellar compactness are (i) the relative formation rates of the different kinds of compact binaries, which mainly depend on the compactness threshold parameter, and (ii) the location of the upper edge of the mass gap between the lightest black holes and the heaviest neutron stars, which mainly depends on the fallback fraction.

研究の動機と目的

• 二重星集団合成における超新星結果のモデリングを改善するため、前駆体星のコンパクトネスを中性子星とブラックホール形成の物理的判別子として組み込むこと。
• コンパクトネスに基づくモデリングが、標準的な急速／遅延型超新星モデルと比較して、重力波源集団に特徴的な明確な観測的特徴を生じるかどうかを検証すること。
• 再吸収率とコンパクトネス閾値が、合体するコンパクト二重星系（BBH、BHNS、BNS）の形成率および質量分布に与える影響を定量化すること。
• 金属量へのモデルの感受性を評価し、大質量ブラックホールの孤立的形成と動的形成のチャンネルを区別する意味を明らかにすること。

提案手法

• CO質量を用いた補正されたフィット式（ζ2.5 ≈ 0.55 − 1.1 × (MCO / 1 M⊙)⁻¹）により、M = 2.5 M⊙におけるζ2.5 = M/M⊙ / R(M)/1000 kmをコア構造の代理として用いる。
• 中性子星とブラックホール形成の区別に、ζ2.5 = 0.365の閾値を導入し、急速モデルのNSからBHへの遷移に一致するように補正する。
• 中性子星質量はガウス分布（μ = 1.33 M⊙、σ = 0.09 M⊙）から割り当てる一方、ブラックホール質量は初期質量から、水素外層の再吸収率fHを差し引いて決定する。
• 金属量（Z = 0.0002 から 0.02）とモデルパラメータ（ζ2.5 = 0.2 から 0.4、fH = 0.1 から 0.9）の範囲で集団合成シミュレーションを実施し、ハッブル時間内に合体する二重星系を追跡する。
• 急速モデルおよび遅延モデルと比較して、BBH、BHNS、BNS系における合体率と質量分布の観点から、結果を検証する。
• 下位質量ギャップの上端と相対的形成率が、特にfHとζ2.5に依存する感度を分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星とブラックホール形成の判別子として星のコンパクトネス（ζ2.5）を用いることで、集団合成におけるコンパクト二重星系の予測合体率にどのような影響を与えるか？
• RQ2 重力波データにおいて、コンパクトネスモデルが急速モデルおよび遅延モデルと区別可能な観測的特徴は何か？
• RQ3 再吸収率（fH）とコンパクトネス閾値（ζ2.5）が、下位質量ギャップの上端の位置にそれぞれどのように独立して影響を与えるか？
• RQ4 金属量と前身星質量関数が、BBH、BHNS、BNSの形成率予測に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ5 コンパクトネスモデルは、GW190814 や GW190521 のようなLIGO/Virgoの観測質量分布を説明できるか？

主な発見

• 特にBHNSの相対的形成率は、中性子星とブラックホール形成の遷移質量を設定するコンパクトネス閾値ζ2.5に強く依存しており、これが支配的要因である。
• 下位質量ギャップの上端（最も軽いブラックホールと最も重い中性子星の間）は、主に再吸収率fHによって決定され、fHが大きいほどギャップの上端はより高い質量にシフトする。
• あらゆる金属量において、本モデルは急速モデルおよび遅延モデルよりも高い二重ブラックホール（BBH）合体率を予測する。これは、前身星の質量関数がより高質量にシフトするためである。
• 本モデルでは、ζ2.5およびfHの値にかかわらず、合体する二重中性子星（BNS）の質量分布は類似した分布を示すが、急速モデルは中性子星を軽めに形成する傾向があるため、合体するBNSの数が少ない。
• NSからBHへの遷移閾値を高く（ζ2.5を高く）設定すると、質量の非対称的放出に起因するネイタルキックが強化されるため、本モデルは急速モデルや遅延モデルよりもBHNSの合体率をより強く抑制する。
• 再吸収率fHが0.1から0.9の広い範囲にわたり、質量ギャップの上端と合体率の予測が安定しているため、下位質量ギャップの上端は特に明確な観測的特徴である。