[論文レビュー] Successful Common Envelope Ejection and Binary Neutron Star Formation in 3D Hydrodynamics

Jamie A. P. Law-Smith, Rosa Wallace Everson+11 more|arXiv (Cornell University)|Nov 12, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 14

ひとこと要約

本研究では、12 M☉ の赤超巨星と1.4 M☉ の中性子星を用いて、最初の成功裏な3次元流体力学的シミュレーションを実施し、二重中性子星（BNS）形成に至る共通包層の噴出を達成した。完全な包層の噴出が達成され、最終的な軌道分離距離は1.3–5.1 R☉ であり、α_CE相当効率は0.1–2.7であった。これは3次元ダイナミクスが長年の共通包層問題を解消し、ハッブル時間以内にBNS形成を可能にする可能性を示している。

ABSTRACT

A binary neutron star merger has been observed in a multi-messenger detection of gravitational wave (GW) and electromagnetic (EM) radiation. Binary neutron stars that merge within a Hubble time, as well as many other compact binaries, are expected to form via common envelope evolution. Yet five decades of research on common envelope evolution have not yet resulted in a satisfactory understanding of the multi-spatial multi-timescale evolution for the systems that lead to compact binaries. In this paper, we report on the first successful simulations of common envelope ejection leading to binary neutron star formation in 3D hydrodynamics. We simulate the dynamical inspiral phase of the interaction between a 12$M_\\odot$ red supergiant and a 1.4$M_\\odot$ neutron star for different initial separations and initial conditions. For all of our simulations, we find complete envelope ejection and final orbital separations of $a_{\ m f} \\approx 1.3$-$5.1 R_\\odot$ depending on the simulation and criterion, leading to binary neutron stars that can merge within a Hubble time. We find $\\alpha_{\ m CE}$-equivalent efficiencies of $\\approx 0.1$-$2.7$ depending on the simulation and criterion, but this may be specific for these extended progenitors. We fully resolve the core of the star to $\\lesssim 0.005 R_\\odot$ and our 3D hydrodynamics simulations are informed by an adjusted 1D analytic energy formalism and a 2D kinematics study in order to overcome the prohibitive computational cost of simulating these systems. The framework we develop in this paper can be used to simulate a wide variety of interactions between stars, from stellar mergers to common envelope episodes leading to GW sources.

研究の動機と目的

• 二重中性子星形成における共通包層進化の長年の理論的課題を解決すること。
• 中性子星が赤超巨星の包層内をらせん状に下降する3次元流体力学を、計算制限を克服してシミュレートすること。
• 3次元で完全な包層噴出が可能かどうかを検証し、ハッブル時間以内に合体可能なコンパクトな二重星系が形成されるかを評価すること。
• 3次元シミュレーションから得たα_CE相当効率を計算し、1次元解析的形式と比較すること。
• 3次元流体力学と1次元エネルギー形式、2次元運動学を組み合わせた計算的に実行可能なフレームワークを構築し、コンパクトな二重星系の前身星をモデル化すること。

提案手法

• FLASHコードを用いて、12 M☉ の赤超巨星と1.4 M☉ の中性子星の3次元流体力学的シミュレーションを実施し、星の核を≤0.005 R☉ まで解像度を確保した。
• 計算コストを削減するために、調整された1次元解析的エネルギー形式と2次元運動学的解析を用い、3次元シミュレーションを支援および制約した。
• 包層噴出を定義する2つの基準を適用した：(1)ヘリウム核外部の不活性質量分率、(2)2次星の軌道外部に存在する包層物質の全比エネルギー（運動エネルギー＋重力ポテンシャルエネルギー）。
• 時間平均軌道分離距離（a*f）と噴出時の瞬間的分離距離（a*f*）を用いて、最終的分離距離の収束性を評価した。
• 包層に注入されたエネルギーと噴出質量の束縛エネルギーを比較することで、α_CE相当効率を計算した。
• 複数の初期分離距離および前身星モデル（750、900、1080 R☉）を用いた数値的収束テストを実施し、結果の妥当性を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3次元流体力学は、二重中性子星形成に至る共通包層噴出を成功裏にシミュレートできるか？
• RQ2 赤超巨星の包層内での中性子星のらせん下降を3次元でシミュレートした場合、得られる最終的軌道分離距離とα_CE相当効率は何か？
• RQ3 核ベースの基準と軌道ベースの基準の違いが、包層噴出の特定と最終的分離距離の決定にどのように影響するか？
• RQ4 3次元シミュレーションは、軌道分離距離とエネルギー注入の点で収束しているか？また、1次元形式と比較してどう異なるか？
• RQ5 3次元流体力学と1次元エネルギー形式、2次元運動学を組み合わせたハイブリッドフレームワークは、信頼性があり計算的に実行可能な共通包層進化モデルを生成できるか？

主な発見

• すべてのシミュレーションで完全な包層噴出が達成され、最終的軌道分離距離はシミュレーションおよび噴出基準に応じて1.3～5.1 R☉ の範囲にあった。
• α_CE相当効率はシミュレーションおよび基準に応じて0.1～2.7の範囲にあり、BNS形成に妥当なエネルギー伝達が可能であることを示唆した。
• 時間平均最終分離距離（a*f）は約1.9～3.2 R☉ であったのに対し、噴出時の瞬間的分離距離（a*f*）は2.5～5.1 R☉ の範囲にあり、軌道分離距離の収束性に疑問が残る可能性を示した。
• 2次星の軌道外部に存在する包層物質の比エネルギー（ε = ε_kin + ε_grav）は、15～20時間の間に束縛状態（ε < 0）から非束縛状態（ε > 0）に移行し、噴出の開始を示した。
• 再結合エネルギーは包層エネルギー（約10^21 erg/g）に比べて無視できるほど小さく、シミュレーションで再結合を無視しても妥当であることを裏付けた。
• 3次元流体力学と1次元エネルギー形式、2次元運動学を統合することで、計算コストを抑制し、延長された前身星系のシミュレーションを可能としたフレームワークが成功した。