[论文解读] Formation and Evolution of Binary Neutron Stars

Simon Portegies Zwart, L. R. Yungelson|arXiv (Cornell University)|Oct 30, 1997

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 2被引用 49

一句话总结

本文通过群体合成方法模拟双中子星（BNS）的形成与演化，以匹配观测到的高质质量双 pulsar（HMBP），发现高效的共包层能量注入以及具有显著低速分量的双峰式速度反冲分布（kick velocity distribution）最能重现轨道周期与偏心率分布。该模型预测银河系中BNS的形成速率为约3.4×10⁻⁵ yr⁻¹，并合速率为约2×10⁻⁵ yr⁻¹，若伽马射线暴为约10°张角束射，则与伽马射线暴率一致。

ABSTRACT

The formation and evolution of binaries which contain two neutron stars or a neutron star with a black hole are discussed in detail. The evolution of the distributions in orbital period and eccentricity for neutron star binaries are studied as a function of time. In the model which fits the observations of high mass binary pulsars best the deposition of orbital energy into common envelopes has to be very efficient and a kick velocity distribution has to contain a significant contribution of low velocity kicks. The estimated age of the population has to be between several 100 Myr and 1 Gyr. The birthrate of binary neutron stars is about 3.4 10^{-5} per year (assuming 100% binarity) and their merger rate is about 2 x 10^{-5} per year. The merger rate of neutron star binaries is consistent with the estimated rate of gamma-ray bursts, if the latter are beamed into an opening angle of a few degrees. We argue that PSR B2303+46 is possibly formed in a scenario in which the common envelope is avoided while for the other three known high-mass binary pulsars a common envelope is required to explain their orbital period.

研究动机与目标

• 理解银河系中双中子星（BNS）的形成路径与演化历史。
• 将高质质量双 pulsar（HMBP）的观测轨道参数（周期与偏心率）与双星演化理论模型相协调。
• 约束共包层排出效率与中子星反冲速度分布的特性。
• 估算银河系中BNS的形成速率与并合速率，并评估其与引力波与伽马射线暴观测的一致性。

提出的方法

• 使用群体合成模拟来建模导致双中子星形成的大质量双星系统的形成与演化。
• 模拟中纳入详细的恒星演化过程，包括通过洛希瓣溢出的质量转移、共包层阶段以及超新星原初反冲速度。
• 采用双峰式反冲速度分布（Paczyński 1990，参数来自Hansen & Phinney 1996）以匹配单 pulsar 与 HMBP 的观测。
• 将模拟得到的BNS系统轨道周期-偏心率（P_orb–e）分布与观测到的HMBP进行比较，以约束模型参数。
• 通过追踪引力波辐射引起的轨道衰减时间演化来计算并合速率。
• 通过将模拟的P_orb–e图与观测到的HMBP拟合，并确保与单 pulsar 与X射线双星的先前约束一致，来评估模型的成功程度。

实验结果

研究问题

• RQ1 为重现观测到的高质质量双 pulsar 的轨道周期与偏心率分布，共包层阶段需要多高的能量注入效率？
• RQ2 何种中子星反冲速度分布能同时最好地解释高质质量双 pulsar 与单 pulsar 的观测特性？
• RQ3 基于与观测轨道参数的匹配，银河系双中子星群体的推断年龄是多少？
• RQ4 双中子星的形成速率与并合速率与来自射电 pulsar 与伽马射线暴的观测估计相比如何？
• RQ5 是否可能在无共包层阶段的情况下解释观测到的HMBP，还是所有系统都必须经历该阶段？

主要发现

• 最成功的模型要求在中子星并合过程中，将轨道能量高效地注入共包层。
• 具有显著低速分量与高速尾部的反冲速度分布（如Paczyński 1990中采用Hansen & Phinney 1996参数）最能重现观测到的HMBP轨道参数。
• 推断的银河系双中子星群体年龄介于数亿年至10亿年之间，表明回收 pulsar 可能以低磁场诞生。
• 该模型预测银河系中BNS的形成速率为约3.4×10⁻⁵ yr⁻¹，并合速率为约2×10⁻⁵ yr⁻¹，若伽马射线暴为约10°张角束射，则与伽马射线暴率一致。
• 短周期BNS系统主要因原初反冲速度过高而被从球状星团中弹射，意味着星团中的HMBP更可能通过动力学相互作用形成，而非通过双星演化。
• 黑洞-中子星双星的并合速率至少比BNS低一个数量级，但其更高的总质量可能使其成为重要的引力波源。