[논문 리뷰] Successful Common Envelope Ejection and Binary Neutron Star Formation in 3D Hydrodynamics

Jamie A. P. Law-Smith, Rosa Wallace Everson외 11명|arXiv (Cornell University)|2020. 11. 12.

Pulsars and Gravitational Waves Research인용 수 14

한 줄 요약

이 연구는 12 M☉ 적초거성과 1.4 M☉ 중성자별을 사용하여, 이중 중성자별(BNS) 형성으로 이르는 공통 대류권 탈출에 대한 첫 번째 성공적인 3차원 유체역학 시뮬레이션을 제시한다. 완전한 대류권 탈출이 이루어지고 최종 궤도 간격은 1.3–5.1 R☉이며, α_CE-등가 효율은 0.1–2.7로 측정되어 3차원 역학이 오랫동안 남아있던 공통 대류권 문제를 해결하고 허블 시간 내에 BNS 형성 가능성을 입증한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 이중 중성자별 형성에서 공통 대류권 진화의 오랫동안 남아있던 이론적 과제를 해결하기 위해.
• 중성자별이 적초거성 대류권을 빨려들어가는 3차원 유체역학을 시뮬레이션하여 계산적 제약를 극복하기 위해.
• 3차원에서 완전한 대류권 탈출이 일어날 수 있는지 확인하고, 허블 시간 내에 병합 가능한 밀집 이중성계로 이어지는지를 평가하기 위해.
• 3차원 시뮬레이션에서 유도된 α_CE-등가 효율을 계산하고, 1차원 분석 수식과 비교하기 위해.
• 3차원 유체역학과 1차원 에너지 수식, 2차원 운동학을 융합한 계산적으로 타당한 프레임워크를 개발하여 밀집 이중성계의 원천을 모델링하기 위해.

제안 방법

• FLASH 코드를 사용하여 12 M☉ 적초거성과 1.4 M☉ 중성자별의 3차원 유체역학 시뮬레이션을 수행하며, 항성 핵을 0.005 R☉ 이하로 해상도 확보.
• 조정된 1차원 분석 에너지 수식과 2차원 운동학 분석을 활용하여 3차원 시뮬레이션을 안내하고 제약을 줄여 계산 비용을 감소.
• 대류권 탈출을 정의하기 위해 두 가지 기준을 적용: (1) 헬륨 핵 외부에서 탈구된 질량 비율, (2) 보조 별 궤도 외부에 있는 대류권 물질의 총 비에너지(운동에너지 + 중력에너지).
• 시간 평균 궤도 간격(a*f)과 탈출 시순간 간격(a*f*)을 사용하여 최종 궤도 간격의 수렴성을 평가.
• 에너지가 대류권에 투입된 것과 탈구된 질량의 결속 에너지 간 비교를 통해 α_CE-등가 효율을 계산.
• 다양한 초기 간격과 원천 모델(750, 900, 1080 R☉)에 대해 수치적 수렴 테스트를 수행하여 결과의 타당성 검증.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 3차원 유체역학이 이중 중성자별 형성으로 이르는 공통 대류권 탈출을 성공적으로 시뮬레이션할 수 있는가?
• RQ2 적초거성 대류권 내에서 중성자별의 빨려드는 과정에 대한 3차원 시뮬레이션에서 도출된 최종 궤도 간격과 α_CE-등가 효율은 무엇인가?
• RQ3 핵 기반 기준과 궤도 기반 기준 간의 차이가 대류권 탈출과 최종 간격 결정에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 3차원 시뮬레이션은 궤도 간격과 에너지 투입 측면에서 어느 정도 수렴하는가? 그리고 1차원 수식과 비교해 볼 때 어떻게 다른가?
• RQ5 3차원 유체역학과 1차원 에너지 수식, 2차원 운동학을 융합한 하이브리드 프레임워크가 신뢰할 수 있고 계산적으로 타당한 공통 대류권 진화 모델을 생성할 수 있는가?

주요 결과

• 모든 시뮬레이션에서 완전한 대류권 탈출가 발생하였으며, 최종 궤도 간격은 시뮬레이션과 탈출 기준에 따라 1.3–5.1 R☉ 범위에서 변동.
• α_CE-등가 효율은 시뮬레이션과 기준에 따라 0.1–2.7로 변동하여 BNS 형성에 유의미한 에너지 전달 가능성을 시사.
• 시간 평균 최종 간격(a*f)은 약 1.9–3.2 R☉였고, 탈출 시순간 간격(a*f*)은 2.5–5.1 R☉로 변동하여 궤도 간격의 잠재적 수렴성 부족을 시사.
• 보조 별 궤도 외부에 있는 대류권 물질의 비에너지(ε = ε_kin + ε_grav)는 15–20시간 사이에 유한한(ε < 0)에서 비유한(ε > 0) 상태로 전이되어 탈출의 시작을 나타냄.
• 재결합 에너지는 대류권 에너지(≈10^21 erg/g)에 비해 무시할 만큼 작아 시뮬레이션에서 재결합을 생략하는 것이 타당함을 검증.
• 3차원 유체역학과 1차원 에너지 수식, 2차원 운동학을 융합한 프레임워크가 계산 비용을 극복하여 장기적인 원천 시스템의 시뮬레이션 가능하게 함.