[论文解读] Constraints on the formation of double neutron stars from the observed eccentricities and current limits on merger rates

Martyna Chruślińska, Krzysztof Belczyński+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 16, 2016

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用 11

一句话总结

本研究利用 StarTrack 代码的群体合成模拟，检验双中子星（DNS）形成中诞生速度脉冲模型的表现，将预测的轨道偏心率与并合率与观测结果进行对比。结果发现，没有任何模型能同时符合观测到的偏心率与并合率限制，仅低速脉冲模型（σ = 132.5 km/s）与电子捕获超新星（ECSN）形成机制对第二个中子星表现出勉强一致，暗示当前样本可能存在偏差，或现有形成建模存在缺陷。

ABSTRACT

We employ population synthesis method to model the double neutron star (DNS) population and test various possibilities on natal kick velocities gained by neutron stars after their formation. We first choose natal kicks after standard core collapse SN from a Maxwellian distribution with velocity dispersion of sigma=265 km/s as proposed by Hobbs et al. (2005) and then modify this distribution by changing the velocity dispersion towards smaller and larger kick values. We also take into account the possibility of NS formation through electron capture supernova. In this case we test two scenarios: zero natal kick or small natal kick, drawn from Maxwellian distribution with sigma = 26.5 km/s. We calculate the present-day orbital parameters of binaries and compare the resulting eccentricities with those known for observed DNSs. As an additional test we calculate Galactic merger rates for our model populations and confront them with observational limits. We do not find any model unequivocally consistent with both observational constraints simultaneously.The models with low kicks after CCSN for binaries with the second NS forming through core collapse SN are marginally consistent with the observations. This means that either 14 observed DNSs are not representative of the intrinsic Galactic population, or that our modeling of DNS formation needs revision.

研究动机与目标

• 测试群体合成模型是否能同时再现观测到的双中子星（DNS）偏心率分布与当前的并合率限制。
• 评估诞生速度脉冲（特别是电子捕获超新星（ECSN）产生的低速脉冲）在DNS形成中的作用。
• 评估目前观测到的14个DNS系统样本是否能代表真实的银河系群体。
• 确定标准核心塌缩超新星（CCSN）诞生速度脉冲（σ = 265 km/s）或具有小速或零速脉冲的替代ECSN通道是否能解释观测到的DNS群体。

提出的方法

• 使用 StarTrack 群体合成代码与蒙特卡洛技术，模拟银河系双中子星群体。
• 对核心塌缩超新星应用麦克斯韦尔型诞生速度脉冲分布，σ 分别为 265 km/s（Hobbs 等，2005）、132.5 km/s 和 530 km/s。
• 引入电子捕获超新星（ECSN）形成机制，采用零诞生速度脉冲或 σ = 26.5 km/s 的麦克斯韦尔分布。
• 通过引力波辐射导致的轨道演化（Peters 1964）计算并合时间与银河系并合率。
• 使用两样本柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫（KS）检验，将模拟的偏心率分布与观测到的DNS偏心率进行比较。
• 将预测的并合率与来自DNS系统、短伽马射电暴和千新星的观测限制进行对比。

实验结果

研究问题

• RQ1 标准核心塌缩超新星诞生速度脉冲（σ = 265 km/s）的模型能否再现双中子星观测到的偏心率分布？
• RQ2 涉及电子捕获超新星（ECSN）且具有零速或小速诞生速度脉冲（σ = 26.5 km/s）的模型是否能更好地匹配观测到的偏心率分布？
• RQ3 各模型预测的银河系并合率是否与来自短伽马射电暴和千新星的当前观测限制一致？
• RQ4 目前观测到的14个双中子星样本是否能代表真实的银河系DNS群体，还是存在偏差？
• RQ5 观测到的轨道参数与并合率是否表明需要对双中子星形成物理机制的假设进行修正？

主要发现

• 没有任何模型能明确同时符合观测到的偏心率分布与并合率限制，表明当前模型存在根本性矛盾。
• 核心塌缩超新星后采用低速脉冲（σ = 132.5 km/s）的模型与观测结果勉强一致，p值接近3σ阈值。
• 第二个中子星通过电子捕获超新星（ECSN）形成且无诞生速度脉冲的模型，与观测到的偏心率匹配度最佳。
• 所有涉及第二个中子星通过ECSN形成的模型，均预测在哈勃时标内并合率为零，因为双星系统过宽而无法并合。
• 通过ECSN形成且具有小速脉冲（σ = 26.5 km/s）的子群体，与观测到的偏心率相比，明显优于其他模型。
• 无法同时满足偏心率与并合率约束，提示当前DNS样本可能不代表银河系真实群体，或当前形成建模需要修正。