[논문 리뷰] Formation and Evolution of Binary Neutron Stars

Simon Portegies Zwart, L. R. Yungelson|arXiv (Cornell University)|1997. 10. 30.

Pulsars and Gravitational Waves Research참고 문헌 2인용 수 49

한 줄 요약

이 논문은 관측된 고질량 이중 펄사(HMBP)와 일치시키기 위해 인구 합성 기반으로 이중 중성자별(BNS)의 형성과 진화를 모델링한다. 그 결과, 효율적인 공통-envelope 에너지 침입과 이중성 분포를 띠는 낙법 속도 분포(낮은 속도 성분이 상당히 큰 경우)가 궤도 주기 및 이심률 분포를 가장 잘 재현함을 밝혀냈다. 이 모델은 은하수 BNS 탄생률 약 ~3.4×10⁻⁵ yr⁻¹과 융합률 약 ~2×10⁻⁵ yr⁻¹을 도출하며, 약 10°의 개구각으로 비추어질 경우 감마선 폭발률과 일치한다.

ABSTRACT

The formation and evolution of binaries which contain two neutron stars or a neutron star with a black hole are discussed in detail. The evolution of the distributions in orbital period and eccentricity for neutron star binaries are studied as a function of time. In the model which fits the observations of high mass binary pulsars best the deposition of orbital energy into common envelopes has to be very efficient and a kick velocity distribution has to contain a significant contribution of low velocity kicks. The estimated age of the population has to be between several 100 Myr and 1 Gyr. The birthrate of binary neutron stars is about 3.4 10^{-5} per year (assuming 100% binarity) and their merger rate is about 2 x 10^{-5} per year. The merger rate of neutron star binaries is consistent with the estimated rate of gamma-ray bursts, if the latter are beamed into an opening angle of a few degrees. We argue that PSR B2303+46 is possibly formed in a scenario in which the common envelope is avoided while for the other three known high-mass binary pulsars a common envelope is required to explain their orbital period.

연구 동기 및 목표

• 은하수 내 이중 중성자별(BNS)의 형성 경로와 진화 역사를 이해하기 위해.
• 관측된 고질량 이중 펄사(HMBP)의 궤도 매개변수(주기 및 이심률)를 이중성 진화 이론 모델과 조율하기 위해.
• 공통-envelope 제거의 효율성과 중성자별 낙법 속도 분포의 특성을 제약하기 위해.
• BNS 시스템의 은하수 탄생률과 융합률을 추정하고, 중력파 및 감마선 폭발 관측 결과와의 일치성을 평가하기 위해.

제안 방법

• 이중 중성자별로 이어지는 거대 이중성 시스템의 형성과 진화를 모델링하기 위해 인구 합성 시뮬레이션을 사용한다.
• 질량 이동을 수반하는 로치 로브 넘어서기, 공통-envelope 단계, 초신성 탄생 낙법 속도 등을 포함한 세밀한 별의 진화를 통합한다.
• 단일 펄사 및 HMBP 관측 결과를 일치시키기 위해, 이중성 낙법 속도 분포(Paczyński 1990에 기반한 Hansen & Phinney 1996 매개변수)를 채택한다.
• 모의된 BNS 시스템의 궤도 주기-이심도(P_orb–e) 분포를 관측된 HMBP와 비교하여 모델 매개변수를 제약한다.
• 중력파 복사에 의한 궤도 감쇠의 시간 진화를 추적하여 융합률을 계산한다.
• 모델 성공 여부는 모의된 P_orb–e도를 관측된 HMBP에 맞추고, 단일 펄사 및 X선 이중성에 대한 이전 제약 조건과의 일관성을 확보함으로써 평가된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 관측된 고질량 이중 펄사의 궤도 주기 및 이심도 분포를 재현하기 위해 공통-envelope 단계에서 어떤 정도의 궤도 에너지 침입 효율이 필요한가?
• RQ2 관측된 고질량 이중 펄사 및 단일 펄사의 특성을 동시에 설명할 수 있는 최적의 중성자별 낙법 속도 분포는 무엇인가?
• RQ3 관측된 궤도 매개변수를 일치시킴으로써 은하수 이중 중성자별 집단의 추정 연령은 얼마인가?
• RQ4 이중 중성자별의 탄생률과 융합률은 라디오 펄사 및 감마선 폭발 관측 추정치와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 모든 시스템에서 공통-envelope 단계가 필요 없이 관측된 HMBP를 설명할 수 있는가, 아니면 반드시 필요한가?

주요 결과

• 가장 성공적인 모델는 중성자별의 가까이 다가오는 동안 공통-envelope에 궤도 에너지를 매우 효율적으로 침입시키는 것을 요구한다.
• 낮은 속도 성분이 상당히 크고 고속 꼬리가 있는 낙법 속도 분포(Paczyński 1990에 기반한 Hansen & Phinney 1996 매개변수)가 관측된 HMBP 궤도 매개변수를 가장 잘 재현한다.
• 은하수 이중 중성자별 집단의 추정 연령는 수억 년에서 10억 년 사이에 위치하며, 이는 재활성화된 펄사가 낮은 자기장으로 탄생한다는 것을 시사한다.
• 모델은 은하수 탄생률 약 ~3.4×10⁻⁵ yr⁻¹과 융합률 약 ~2×10⁻⁵ yr⁻¹을 예측하며, 약 10°의 개구각으로 비추어질 경우 감마선 폭발률과 일치한다.
• 단기 주기 BNS 시스템은 높은 탄생 낙법으로 인해 주로 구형 은하단에서 탈출한다. 이는 은하단 내 HMBP가 이중성 진화가 아닌 천체역학적 상호작용을 통해 주로 형성된다는 것을 시사한다.
• 블랙홀-중성자별 이중성의 융합률은 BNS보다 최소 한 계급 낮지만, 더 높은 총 질량으로 인해 중력파 소스로서 중요한 역할을 할 수 있다.