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

Zepei Xing, Simone S. Bavera+11 more|arXiv (Cornell University)|Sep 18, 2023

Pulsars and Gravitational Waves ResearchPhysics and Astronomy被引用 3

一句话总结

本研究使用POSYDON双星群体合成代码，对太阳金属丰度下中子星-黑洞（NSBH）双星从零龄主序到并合的完整演化路径进行建模。结果表明，大多数并合NSBH系统的黑洞质量为3–11 M⊙，啁啾质量为1.5–4 M⊙，黑洞自旋通常较低（χ_BH ≲ 0.2），在未经历共包层演化的情况下，约40%的系统中黑洞自旋方向相反；电磁对应体在0–18.6%的并合事件中可被观测到，具体取决于中子星状态方程。

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.

研究动机与目标

• 理解太阳金属丰度下并合NSBH双星的形成路径与群体特性。
• 研究共包层演化和核心塌缩物理中的不确定性对NSBH并合结果的影响。
• 估算不同中子星状态方程下可能产生电磁对应体的NSBH并合比例。
• 通过在双星群体合成中使用详细的恒星与双星演化模型，提升建模精度。

提出的方法

• 采用POSYDON双星群体合成代码，整合详细单星与双星演化模型，覆盖完整的演化 timescale。
• 基于涵盖核心塌缩、共包层及质量转移阶段的广泛恒星演化模型网格进行训练。
• 应用多种共包层演化方案（如α_CE、X_H边界定义）及核心塌缩模型（如Fryer et al. 2012、Patton & Sukhbold 2020），以评估模型不确定性。
• 从零龄主序模拟双星演化至并合，追踪组分质量、轨道参数及自旋演化。
• 通过结合致密天体质量、自旋状态及不同状态方程下的中子星半径估计，评估电磁对应体潜力。
• 采用蒙特卡洛采样方法对初始双星参数进行采样，生成统计上可靠的群体预测结果。

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

实验结果

研究问题

• RQ1 在太阳金属丰度下，形成并合的NSBH系统的典型质量、轨道与自旋特性为何？
• RQ2 共包层演化与核心塌缩方案中的不确定性如何影响预测的并合率与致密天体特性？
• RQ3 预计有多少比例的NSBH并合会产生可观测的电磁对应体？这一比例如何依赖于中子星状态方程？
• RQ4 为何部分NSBH系统表现出反向黑洞自旋？这与未经历共包层阶段有何关联？
• RQ5 新生冲速与速度弥散如何影响NSBH双星并合的形成效率与轨道特性？

主要发现

• 在默认模型假设下，大多数并合NSBH系统的黑洞质量分布在3–11 M⊙之间，啁啾质量为1.5–4 M⊙。
• 并合NSBH系统中的黑洞通常以无量纲自旋参数χ_BH ≲ 0.2形成，且与初始轨道周期相关；通过爱丁顿限制质量转移，自旋可提升至χ_BH ≲ 0.4。
• 约40%的未经历共包层演化的双星系统包含反向自旋黑洞，而在经历共包层演化的通道中此类系统极为罕见。
• NSBH并合中具有电磁对应体潜力的比例范围为1.35%（软状态方程，R_NS = 11 km）至13.92%（刚性状态方程，R_NS = 13 km），总不确定性范围为0–18.6%。
• 模型变化表明，较低的α_CE或更严格的X_H = 0.01核心-包层边界会降低并合率，并倾向于形成更高质量的黑洞（约10 M⊙）；而较高的λ_CE则增加共包层后的分离距离并延缓并合。
• 将新生冲速速度弥散降低至150 km s⁻¹，可增加具有小倾角与较长延迟时间的并合NSBH系统数量，原因在于轨道偏心率降低及被弹射效率下降。

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