[論文レビュー] Population synthesis of neutron star X-ray binaries associated with supernova remnants

Zepei Xing, Xiang‐Dong Li|arXiv (Cornell University)|Jul 20, 2021

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 67被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、銀河系的銀河における中性子星X線連星（NS XRBs）の形成および進化を、二重星系の合成（BPS）を用いてモデル化する。主に主系列星、Be星、および超巨星を伴う系に焦点を当て、BeXRBsが多数を占めることを明らかにした。σₖ,CCS = 150 km s⁻¹の場合、推定形成率は1.30 × 10⁻⁴ yr⁻¹であり、SNRの短い寿命内にこのような系が形成可能であることが示唆され、従来の遅延的吸着開始の仮定に挑戦する。

ABSTRACT

Neutron star X-ray binaries (NS XRBs) associated with supernova remnants (SNRs) are the youngest X-ray binaries that can provide insights into the early evolution of X-ray binaries and the formation properties of neutron stars. There are an increasing number of NS XRBs discovered to be harbored in SNRs in our and nearby galaxies. In this work, we perform binary population synthesis calculations to simulate the population of NS XRBs associated with SNRs for different types of companions, including Roche-lobe overfilling main-sequence stars, Be stars and supergiants. We estimate their birthrates and present the distributions of orbital parameters and companion mass for each type of companions. Our calculations show that the majority of them are Be X-ray binaries (BeXRBs) and that a few BeXRBs are expected to be associated with SNRs in a Milky Way-type galaxy.

研究の動機と目的

• 超新星残光（SNRs）に関連する中性子星X線連星（NS XRBs）の形成および進化経路を理解すること。NS XRBsは、最も若いX線連星の一つである。
• 銀河系に類似した銀河における、異なる被食星（主系列星、Be星、超巨星）を伴うNS XRBsの形成率および集団的性質を特定すること。
• 近年のSNR関連NS XRBsの発見を踏まえ、これらの系の検出可能性および観測的妥当性を評価すること。
• 中性子星形成直後に質量転送が即座に発生する可能性があるかを検証し、従来の「SNRの消滅後にのみ吸着が開始される」という見解に挑戦すること。

提案手法

• さまざまな被食星を伴う二重星系におけるNS XRBsの形成および進化をモデル化するため、二重星系の合成（BPS）シミュレーションを用いた。
• 中性子星が核崩壊超新星（CCSNe）によって形成され、同伴星が主系列星、Be星、または超巨星である系を追跡した。
• 中性子星形成時の初期キックを反映するため、キック速度（σₖ,CCS = 150および300 km s⁻¹）を組み込み、軌道パラメータに与える影響を評価した。
• 粘性時効とロッシュ・ローブの越境基準を用いて質量転送の安定性を評価し、安定的および断続的吸着を区別した。
• SN噴出物からのエネルギー供給モデルを用いて、同伴星の加熱および膨張を評価し、特に主系列星に対して重点を置いた。
• 各被食星タイプごとに、形成率および軌道パrameter分布（周期、離心率、被食星質量）を計算した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河系に類似した銀河における超新星残光に関連する中性子星X線連星の期待形成率は何か？
• RQ2 主系列星、Be星、超巨星を伴うNS XRBsの間で、軌道パラメータおよび被食星質量分布はどのように異なるか？
• RQ3 中性子星形成直後に質量転送が発生可能か。これは、超新星残光の短い寿命と整合的か？
• RQ4 これらの系の何パーセントが安定的または断続的質量転送を経験するか。これは検出可能性にどのように影響するか？
• RQ5 なぜBeXRBsが他のタイプのX線連星よりも超新星残光と多く関連しているのか。これは形成経路にどのような示唆をもたらすか？

主な発見

• BeXRBsがSNR関連NS XRBsの集団を支配しており、σₖ,CCS = 150 km s⁻¹の場合の推定形成率は1.30 × 10⁻⁴ yr⁻¹、σₖ,CCS = 300 km s⁻¹では4.70 × 10⁻⁵ yr⁻¹である。
• 主系列星を伴うNS-主系列星のロッシュ・ローブ越境XRBsは低形成率（σₖ,CCS = 150 km s⁻¹で9.83 × 10⁻⁶ yr⁻¹）であり、そのうち10％未満が断続的質量転送を示すと予想される。
• 超巨星X線連星（SGXBs）は低形成率（σₖ,CCS = 150 km s⁻¹で3.54 × 10⁻⁶ yr⁻¹）であり、初期二重星系で質量がほぼ等しい成分から成り、二次星が10⁵年以内に主系列から離脱するものから形成される。
• 主系列星を伴うNS XRBsの大部分は、中性子星形成直後に安定的質量転送を経験しており、多くの場合粘性時効が軌道周期よりも長い。
• SN噴出物からの同伴星加熱は、低質量主系列星では顕著な膨張を引き起こさず、SNR寿命内にロッシュ・ローブを満たす能力に制限を受ける。
• SXP 1062、SXP 1323、XMMU J050722.1-684758といった若年NS XRBsがSNRに関連しているという観測結果は、BPS予測と整合的であり、SNR時間スケール内での早期吸着開始を支持する。