[논문 리뷰] From ZAMS to Merger: Detailed Binary Evolution Models of Coalescing Neutron Star-Black Hole Systems at Solar Metallicity

Zepei Xing, Simone S. Bavera외 11명|arXiv (Cornell University)|2023. 09. 18.

Pulsars and Gravitational Waves ResearchPhysics and Astronomy인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 태양 금속도에서 주계열성의 초기 시점에서 병합에 이르기까지 중성자별-흑색구멍(NSBH) 이중성의 전체 진화 경로를 모델링하기 위해 POSYDON 이중성 합성 코드를 사용한다. 대부분의 병합 NSBH 시스템은 블랙홀 질량이 3–11 M⊙이고, 찌르프 질량이 1.5–4 M⊙이며, 블랙홀 스핀은 일반적으로 낮다(χ_BH ≲ 0.2), 공통 염료 진화가 없는 경우 약 40%의 시스템에서 반대 방향 스핀이 관측되며, 전자기적 대응체는 중성자별 상태방정식에 따라 0–18.6%의 병합에서 기대된다.

ABSTRACT

Neutron star $-$ black hole (NSBH) merger events bring us new opportunities to constrain theories of stellar and binary evolution, and understand the nature of compact objects. In this work, we investigate the formation of merging NSBH binaries at solar metallicity by performing a binary population synthesis study of merging NSBH binaries with the newly developed code POSYDON. The latter incorporates extensive grids of detailed single and binary evolution models, covering the entire evolution of a double compact object progenitor. We explore the evolution of NSBHs originating from different formation channels, which in some cases differ from earlier studies performed with rapid binary population synthesis codes. Then, we present the population properties of merging NSBH systems and their progenitors such as component masses, orbital features, and BH spins, and investigate the model uncertainties in our treatment of common envelope (CE) evolution and core-collapse process. We find that at solar metallicity, under the default model assumptions, most of the merging NSBHs have BH masses in a range of $3-11\,M{_\odot}$ and chirp masses within $1.5-4\,M{_\odot}$. Independently of our model variations, the BH always forms first with dimensionless spin parameter $\lesssim 0.2$, which is correlated to the initial binary orbital period. Some BHs can subsequently spin up moderately ($χ_{ m BH} \lesssim 0.4$) due to mass transfer, which we assume to be Eddington limited. Binaries that experienced CE evolution rarely demonstrate large tilt angles. Conversely, approximately $40\%$ of the binaries that undergo only stable mass transfer without CE evolution contain an anti-aligned BH. Finally, accounting for uncertainties in both the population modeling and the NS equation of state, we find that $0-18.6\%$ of NSBH mergers may be accompanied by an electromagnetic counterpart.

연구 동기 및 목표

• 태양 금속도에서 병합하는 NSBH 이중성의 형성 경로와 인구 특성을 이해하기 위해.
• 공통 염료 진화 및 핵붕괴 물리학의 불확실성이 NSBH 병합 결과에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 중성자별 상태방정식에 따라 NSBH 병합 중 전자기적 대응체가 발생할 가능성이 있는 비율을 추정하기 위해.
• 이중성 합성에서 세밀한 별 및 이중성 진화 모델을 사용하여 모델링 정확도를 향상시키기 위해.

제안 방법

• 전체 진화 스케일을 아우르는 세밀한 단일 및 이중성 진화 모델을 통합한 POSYDON 이중성 합성 코드를 사용하였다.
• 핵붕괴, 공통 염료, 질량 이행 단계를 포함한 광범위한 별 진화 모델 격자에 기반하여 훈련하였다.
• 공통 염료 진화(예: α_CE, X_H 경계 정의) 및 핵붕괴(예: Fryer 등 2012, Patton & Sukhbold 2020)에 대한 여러 제시법을 적용하여 모델 불확실성을 평가하였다.
• 초기 주계열성에서 병합에 이르기까지 이중성 진화를 시뮬레이션하였으며, 구성 요소 질량, 궤도 파arameter 및 스핀 진화를 추적하였다.
• 다양한 중성자별 상태방정식에서 유도된 압축 물체 질량, 스핀 상태 및 반지름 추정치를 조합하여 전자기 대응체 잠재력 평가를 수행하였다.
• 초기 이중성 파arameter 전역에 걸쳐 몬테카를로 샘플링을 사용하여 통계적으로 신뢰할 수 있는 인구 예측을 생성하였다.

Figure 1: Evolutionary path, from ZAMS to the merger, of a NSBH binary from channel Ia. From the top to the bottom we show the evolution of the orbital period $P_{\rm orb}$ , eccentricity $e$ , component masses $M_{1,2}$ , star radii $R_{1,2}$ , surface angular velocity over the critical value $(\om

실험 결과

연구 질문

• RQ1 태양 금속도에서 형성된 병합 NSBH 시스템의 일반적인 질량, 궤도 및 스핀 특성은 무엇인가?
• RQ2 공통 염료 진화 및 핵붕괴 제시법의 불확실성이 예측된 병합률과 압축 물체 특성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 NSBH 병합 중 관측 가능한 전자기적 대응체가 발생할 가능성이 있는 비율은 얼마이며, 이는 중성자별 상태방정식에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ4 어떤 NSBH 시스템에서는 반대 방향 블랙홀 스핀을 보이며, 이는 공통 염료 단계가 없는 경우와 어떻게 관련이 있는가?
• RQ5 초기 충격 속도 및 그 분산이 병합하는 NSBH 이중성의 형성 효율성과 궤도 특성에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 기본 모델 가정 하에 대부분의 병합 NSBH 시스템은 블랙홀 질량이 3–11 M⊙이며, 찌르프 질량은 1.5–4 M⊙ 사이에 있다.
• 병합하는 NSBH 시스템의 블랙홀은 일반적으로 무차원 스핀 파ameter χ_BH ≲ 0.2로 형성되며, 초기 궤도 주기와 상관관계가 있으며, Eddington 제한 질량 이행을 통해 χ_BH ≲ 0.4까지 스핀을 높일 수 있다.
• 공통 염료 진화를 피한 이중성의 약 40%는 반대 방향 블랙홀 스핀을 포함하지만, CE 영향을 받는 채널에서는 이러한 시스템이 흔하지 않다.
• 전자기 대응체 잠재성이 있는 NSBH 병합 비율은 부드러운 상태방정식(R_NS = 11 km) 기준 1.35%에서 강성 상태방정식(R_NS = 13 km) 기준 13.92% 사이이며, 총 불확실성 범위는 0–18.6%이다.
• 모델 변형 분석 결과, 낮은 α_CE 또는 엄격한 X_H = 0.01 핵-외피 경계는 병합률을 감소시키고 더 무거운 블랙홀(~10 M⊙)을 선호하는 경향이 있으며, 더 높은 λ_CE는 병합 후 분리 거리를 늘리고 병합을 지연시킨다.
• 초기 충격 속도 분산을 150 km s⁻¹로 줄이면, 이완도가 낮고 지연 시간이 긴 병합 NSBH 수가 증가하며, 이는 궤도 이심률 감소 및 추출 효율성 감소로 인한 것이다.

Figure 2: Same as Figure 1 but for a NSBH binary formed through channel IIa.