[論文レビュー] Why NS and BH mass distribition is bimodal?

М. Е. Прохоров, К. А. Постнов|CERN Bulletin|Oct 8, 2001

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 5

ひとこと要約

本稿では、中性子星（NS）とブラックホール（BH）の二峰性質量分布が、磁気的回転不安定性超新星爆発メカニズムによって生じると提案している。このメカニズムは、磁場増幅 timescale が十分に遅い（$t_B > t_\nu$）中性子星形成核にのみ作用し、最大質量が約1.5–1.6 $M_\odot$ の柔らかい中性子星状態方程式と組み合わせることで、低質量NSの前身星では包層が選択的に噴出されるが、高質量NSの前身星では直接BHに崩壊するため、観測と整合する二峰性の質量ピーク（低質量NSと高質量BH）が自然に生じる。

ABSTRACT

The observed mass distribution for the compact remnants of massive stars (neutron stars and black holes) and its relationship to possible mechanisms for the ejection of the envelopes of type II and Ib/c supernovae is analyzed. The conclusion is drawn that this distribution can be obtained only by a magneto-rotational mechanism for the supernovae with sufficiently long time of the field amplification, and a soft equation of state for neutron stars with limiting masses \sim1.5-1.6M_\odot. Some consequences of this hypothesis are discussed.

研究の動機と目的

• 観測された中性子星とブラックホールの二峰性質量分布を説明すること。これは、質量が連続的に変化する大質量星の核の単調な質量分布と矛盾する。
• 前身星の核質量が連続的であるのにもかかわらず、1.5–3 $M_\odot$ のNSが観測されないという事実と、観測されたNS質量範囲（1.35±0.15 $M_\odot$）の狭さの矛盾を解消すること。
• 核心崩壊超新星における包層噴出を引き起こす物理的メカニズムを特定すること。
• 磁気的回転不安定性メカニズムが、特定の条件下で観測された質量分布を再現できるかどうかを検証すること。

提案手法

• 大質量星の核心崩壊を二つの経路でモデル化する：$M > M_{\mathrm{dir}}$ の場合に直接ブラックホールを形成する場合と、$M_{\mathrm{OV}} < M < M_{\mathrm{dir}}$ の場合に高温の原始中性子星が形成され、その後冷却または崩壊する場合。
• 回転エネルギーによって生成されるトロイダル磁場が時間とともに線形に増大する（$t_B$ で表す）磁気的回転不安定性超新星爆発メカニズムを適用する。
• 高温の原始中性子星のニュートリノ冷却 timescale である $t_\nu$ と磁場増幅 timescale である $t_B$ を比較し、包層噴出が生じるかどうかを決定する。
• 最大質量 $M_{\mathrm{OV}} \approx 1.5$–1.6 $M_\odot$ の柔らかい状態方程式を用いて、NS質量分布の上限を設定する。
• 結果を評価する：$t_B > t_\nu$ の場合、高質量前身星では爆発が生じず、直接BH形成に至る。$t_B < t_\nu$ の場合、爆発と包層噴出が生じ、低質量NSが形成される。
• 得られたコンパクト天体の質量分布を評価し、観測データ（NSおよびBHの質量）と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 前身星の核質量が連続的であるのにもかかわらず、なぜ1.5–3 $M_\odot$ のNSが存在しないのか？
• RQ2 どのような物理的メカニズムが、連続的な前身星質量の範囲から、NSとBHの二峰性質量分布を生じさせるのか？
• RQ3 磁場増幅のタイミングが原始中性子星の冷却と比較してどのように、包層噴出の有無および最終的な残骸質量を決定するのか？
• RQ4 観測されたNS質量分布は、中性子星物質の状態方程式にどのような制約を課すのか？
• RQ5 磁気的回転不安定性メカニズムが、特定の条件下で、観測された低質量NSと高質量BHの間の分離を自然に説明できるのか？

主な発見

• 二峰性NS/BH質量分布は、磁場増幅 timescale である $t_B$ が原始中性子星のニュートリノ冷却 timescale である $t_\nu$ を上回る場合にのみ生じる。
• $t_B > t_\nu$ の場合、高質量前身星（$M_{\mathrm{OV}} < M < M_{\mathrm{dir}}$）は爆発を伴わず直接BHに崩壊し、前身星核質量に近い質量の高質量BHが形成される。
• $t_B < t_\nu$ の場合、磁気的回転不安定性爆発が包層を噴出させ、最大中性子星質量（$M_{\mathrm{OV}} \approx 1.5$–1.6 $M_\odot$）に近い低質量NSが形成される。
• 観測されたNS質量分布は、$M_{\mathrm{OV}} \approx 1.5$–1.6 $M_\odot$ をもたらす柔らかい状態方程式と整合的であり、NS質量ピークの上限を規定する。
• モデルは、降着誘発的崩壊によって形成されるBHの質量が $M_{\mathrm{OV}}$ に近いと予測しており、このような天体は低質量X線連星で検出可能である可能性がある。
• モデルは、BH残骸の空間速度がNSよりも低いと予測しており、NSを含む超新星残骸は軸対称的であるのに対し、BH残骸はエネルギーが低いと予測する。