[논문 리뷰] X-ray binaries and their descendants: binary radio pulsars; evidence for three classes of neutron stars?

E. P. J. van den Heuvel|arXiv (Cornell University)|2004. 07. 21.

Pulsars and Gravitational Waves Research참고 문헌 2인용 수 10

한 줄 요약

논문은 중성자별이 탄생 시 속도와 원천 별 질량에 따라 세 가지 별개의 군집으로 형성된다고 제안한다: 12–14 M⊙ 이하의 별에서 O-Ne-Mg 핵의 전자 포획 붕괴로 생기는 저속도, 저질량 중성자별과, 더 질량이 큰 별에서 철 핵의 광분해 붕괴로 생기는 고속도 중성자별로, 질량에 따라 추가로 분류된다. 이 분류는 X선 이중성계와 이중 중성자별 시스템에서 관측된 궤도 이심률을 설명한다.

ABSTRACT

An important recent discovery by Pfahl et al. (2002) is that there are two classes of Be X-ray binaries: one with orbits of small eccentricity (<0.25), in which the neutron stars received hardly any kick velocity at birth and a class with substantial orbital eccentricities, in which the neutron stars received a kick velocity of order 100 km/s at birth. Also many of the double neutron stars (5 out of 7) have a low orbital eccentricity (0.09 to 0.27), which indicates that their second-born neutron stars received hardly any velocity kick at birth. These second-born neutron stars tend to have low masses (1.25 to 1.35 Msun). It is proposed that the low-mass, low-kick neutron stars are formed by the electron capture of degenerate O-Ne-Mg cores of stars with initial masses below about 12-14 Msun, while the high-kick neutron stars originated from the photo-disintegration collapse of the iron cores of stars which started out with masses larger than this limit. The latter group may be further subdivided into two classes of different mass.

연구 동기 및 목표

• 비-Be X선 이중성계와 저이심도 이중 중성자별 시스템에서 관측된 궤도 이심도의 이중성 분포를 설명하기 위해.
• 중성자별 탄생 시 속도의 기원과 중성자별 질량 및 원천 별 질량과의 상관관계를 조사하기 위해.
• 관측된 이중성계 성질을 설명할 수 있는 중성자별의 별개의 형성 경로가 존재하는지 판단하기 위해.
• X선 이중성계와 그 후손, 특히 이중 라디오파ulsar 간의 관계를 탐색하기 위해.
• 원천 별 질량에 따라 중성자별이 다른 핵붕괴 메커니즘을 통해 형성된다는 가설을 검증하기 위해.

제안 방법

• Be X선 이중성계와 이중 중성자별 시스템에서 궤도 이심도와 중성자별 질량에 대한 관측 데이터를 분석한다.
• 관측된 저이심도 시스템(e < 0.25)과 고이심도 시스템을 비교하여 탄생 시 속도를 추론한다.
• 핵붕괴 이론 모델을 적용한다: 저질량 원천 별(M < 12–14 M⊙)의 경우 전자 포획 붕괴, 고질량 원천 별(M > 12–14 M⊙)의 경우 광분해 붕괴.
• 이중 중성자별 시스템에서 두 번째로 탄생한 중성자별의 질량 추정치(1.25–1.35 M⊙)를 활용해 전자 포획 붕괴 시나리오를 지지한다.
• 속도와 질량에 따라 중성자별을 세 그룹으로 분류한다: 저속도/저질량, 고속도/중간질량, 고속도/고질량.
• 궤도 이심도, 중성자별 질량, 속도 간의 경험적 상관관계를 활용해 형성 메커니즘을 추론한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 왜 일부 Be X선 이중성계는 저이심도를 보이고 다른 일부는 고이심도를 보이는가?
• RQ2 탄생 시 중성자별의 속도 크기는 무엇에 의해 결정되는가?
• RQ3 이중 중성자별 시스템의 관측된 질량과 궤도 성질은 단일 형성 메커니즘으로 설명될 수 있는가?
• RQ4 원천 별 질량과 핵 구조에 기반해 중성자별의 복수의 형성 경로가 존재하는 증거가 있는가?
• RQ5 X선 이중성계는 어떻게 이중 라디오파ulsar로 진화하며, 이는 중성자별 탄생 성질에 대해 어떤 시사점을 갖는가?

주요 결과

• 두 가지 유형의 Be X선 이중성계가 확인된다: 이심도가 낮은 시스템(e < 0.25), 중성자별의 탄생 시 속도가 최소한인 시스템과, 약 100 km/s의 속도를 갖는 고이심도 시스템.
• 이중 중성자별 시스템 중 7개 중 5개가 저이심도 궤도(0.09–0.27)를 보이며, 두 번째로 탄생한 중성자별의 속도가 최소한임을 시사한다.
• 이중 중성자별 시스템에서 두 번째로 탄생한 중성자별의 질량은 낮은 편(1.25–1.35 M⊙)이며, O-Ne-Mg 핵의 전자 포획 붕괴와 일치한다.
• 고속도 중성자별은 질량이 큰 원천 별(M > 12–14 M⊙)에서 철 핵의 광분해 붕괴로 기인한다.
• 고속도 중성자별 집단은 추가로 두 가지 질량 군집으로 나뉠 수 있다.
• 질량과 속도에 의해 정의된 세 가지 별개의 중성자별 군집 존재는 관측된 이중성계 성질에 의해 지지된다.