[논문 리뷰] Constraints on the formation of double neutron stars from the observed eccentricities and current limits on merger rates

Martyna Chruślińska, Krzysztof Belczyński외 2명|arXiv (Cornell University)|2016. 11. 16.

Pulsars and Gravitational Waves Research인용 수 11

한 줄 요약

이 연구는 StarTrack 코드를 사용한 인구 합성 시뮬레이션을 통해 이중 중성자별(DNS) 형성에 대한 태초의 충격력 모델을 테스트하며, 관측된 궤도 이심도와 병합 속도 한계와 비교하여 예측된 궤도 이심도와 병합 속도를 분석한다. 어떤 모델도 관측된 이심도와 병합 속도 한계를 동시에 만족시키지 못하며, 유일하게 낮은 충격력 모델(σ = 132.5 km/s)과 두 번째 중성자별의 전자 포획 초신성(ECSN) 형성 방식만 약간의 일치를 보이며, 이는 표본 편향 또는 현재의 형성 모델에 결함이 있음을 시사한다.

ABSTRACT

We employ population synthesis method to model the double neutron star (DNS) population and test various possibilities on natal kick velocities gained by neutron stars after their formation. We first choose natal kicks after standard core collapse SN from a Maxwellian distribution with velocity dispersion of sigma=265 km/s as proposed by Hobbs et al. (2005) and then modify this distribution by changing the velocity dispersion towards smaller and larger kick values. We also take into account the possibility of NS formation through electron capture supernova. In this case we test two scenarios: zero natal kick or small natal kick, drawn from Maxwellian distribution with sigma = 26.5 km/s. We calculate the present-day orbital parameters of binaries and compare the resulting eccentricities with those known for observed DNSs. As an additional test we calculate Galactic merger rates for our model populations and confront them with observational limits. We do not find any model unequivocally consistent with both observational constraints simultaneously.The models with low kicks after CCSN for binaries with the second NS forming through core collapse SN are marginally consistent with the observations. This means that either 14 observed DNSs are not representative of the intrinsic Galactic population, or that our modeling of DNS formation needs revision.

연구 동기 및 목표

• 관측된 이중 중성자별(DNS)의 이심도와 현재의 병합 속도 한계가 인구 합성 모델에 의해 동시에 재현될 수 있는지 테스트하기 위해.
• 특히 전자 포획 초신성(ECSN)에서 비롯하는 낮은 충격력이 DNS 형성에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 현재 관측된 14개의 DNS 시스템 샘플이 실제 은하계의 인구를 대표하고 있는지 평가하기 위해.
• 표준 핵붕괴 초신성(CCSN)의 태초 충격력(σ = 265 km/s) 또는 낮은 또는 0의 충격력을 가진 대체 ECSN 경로가 관측된 DNS 인구를 설명할 수 있는지 결정하기 위해.

제안 방법

• 몬테카를로 기법을 사용하여 StarTrack 인구 합성 코드로 은하계 이중 중성자별 인구를 시뮬레이션한다.
• 핵붕괴 초신성에 대해 σ = 265 km/s(Hobbs et al. 2005), σ = 132.5 km/s, σ = 530 km/s의 맥스웰 분포를 적용한다.
• 전자 포획 초신성(ECSN) 형성에 대해 0의 태초 충격력 또는 σ = 26.5 km/s의 맥스웰 분포를 포함한다.
• 중력파 복사에 의한 궤도 진화를 계산하여 병합 시간과 은하계 병합 속도를 결정한다(Peters 1964).
• 두 표본 K-S 검정을 사용하여 시뮬레이션된 이심도 분포를 관측된 DNS 이심도와 비교한다.
• 예측된 병합 속도를 이중 중성자별, 단기 감마선 폭발, 킬로노바에서의 관측 한계와 대비한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 핵붕괴 초신성에 대해 표준 태초 충격력(σ = 265 km/s)을 가진 모델이 관측된 이중 중성자별의 이심도 분포를 재현할 수 있는가?
• RQ2 0 또는 낮은 태초 충격력(σ = 26.5 km/s)을 가진 전자 포획 초신성(ECSN)을 포함하는 모델이 관측된 이심도 분포와 더 잘 일치하는가?
• RQ3 각 모델에서 예측된 은하계 병합 속도가 단기 감마선 폭발 및 킬로노바에서의 관측 제약 조건과 일치하는가?
• RQ4 현재 관측된 14개의 이중 중성자별 샘플은 진정으로 은하계 DNS 인구를 대표하고 있는가, 아니면 편향되어 있는가?
• RQ5 관측된 궤도 파ameters와 병합 속도가 이중 중성자별 형성 물리 모델의 재검토가 필요하다는 것을 시사하는가?

주요 결과

• 어느 모델도 관측된 이심도 분포와 병합 속도 한계를 동시에 명확히 만족시키지 못하며, 이는 현재 모델 간의 근본적인 괴리가 있음을 시사한다.
• 핵붕괴 초신성 후 낮은 태초 충격력(σ = 132.5 km/s)을 가진 모델은 관측 결과와 약간의 일치를 보이며, p-값이 3-시그마 기준에 근접한다.
• 두 번째 중성자별이 전자 포획 초신성(ECSN)으로 형성되며 0의 태초 충격력을 가진 모델이 관측된 이심도와 가장 잘 일치한다.
• 두 번째 중성자별이 ECSN로 형성되는 모든 모델은 허블 시대 내에 병합 속도가 0이 되며, 이는 이중성이 너무 넓어 병합되지 않기 때문이다.
• 작은 태초 충격력(σ = 26.5 km/s)을 가진 ECSN 경로를 통해 형성된 하위 인구는 다른 모델보다 관측된 이심도와 뚜렷하게 더 잘 일치한다.
• 이심도와 병합 속도 제약 조건을 동시에 충족시키지 못하는 것은 현재의 DNS 샘플이 은하계 인구를 대표하지 못하거나, 현재의 형성 모델에 수정이 필요하다는 것을 암시한다.