[论文解读] Modeling the outcome of supernova explosions in binary population synthesis using the stellar compactness

Maciej Dabrowny, Nicola Giacobbo+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 67被引用 7

一句话总结

本文在MOBSE群体合成代码中提出了一种基于恒星致密性的新型超新星模型，利用ζ2.5（恒星致密性参数）预测黑洞与中子星的形成，包含两个自由参数：黑洞/中子星形成转变的致密性阈值和吸积包层的回落分数。关键结果表明，低质量间隙的上边界以及致密双星的相对形成率是该模型的清晰观测特征，前者主要受回落分数影响，后者主要受致密性阈值影响。

ABSTRACT

Following the collapse of their cores, some of the massive binary stars that populate our Universe are expected to form merging binaries composed of black holes and neutron stars. Gravitational-wave observations of the resulting compact binaries can reveal precious details on the inner workings of the supernova mechanism and the subsequent formation of compact objects. Within the framework of the population-synthesis code MOBSE, we present the implementation of a new supernova model that relies on the compactness of the collapsing star. The model has two free parameters, namely the compactness threshold that separates the formation of black holes and that of neutron stars, and the fraction of the envelope that falls back onto the newly formed black holes. We compare this model extensively against other prescriptions that are commonly used in binary population synthesis. We find that the cleanest signatures of the role of the pre-supernova stellar compactness are (i) the relative formation rates of the different kinds of compact binaries, which mainly depend on the compactness threshold parameter, and (ii) the location of the upper edge of the mass gap between the lightest black holes and the heaviest neutron stars, which mainly depends on the fallback fraction.

研究动机与目标

• 通过在双星群体合成中引入预超新星恒星致密性作为区分中子星与黑洞形成的物理解释变量，改进超新星结果建模。
• 检验基于致密性的建模是否在引力波源群体中产生与标准快速/延迟超新星模型不同的、可区分的可观测特征。
• 量化回落分数与致密性阈值对合并致密双星（BBHs、BHNSs、BNSs）形成率与质量分布的影响。
• 评估金属丰度的影响及其对区分大质量黑洞孤立形成与动力学形成通道的启示。

提出的方法

• 使用ζ2.5 = M/M⊙ / R(M)/1000 km（在M = 2.5 M⊙处）作为核心结构的代理参数，通过校准拟合关系（ζ2.5 ≈ 0.55 − 1.1 × (MCO / 1 M⊙)⁻¹）由碳氧质量推导得出。
• 在ζ2.5 = 0.365处设置阈值以区分中子星与黑洞形成，该阈值经校准以匹配快速模型中中子星到黑洞的转变。
• 中子星质量从高斯分布中分配（μ = 1.33 M⊙，σ = 0.09 M⊙），而黑洞质量则由初始质量减去氢包层的回落分数fH决定。
• 在金属丰度范围（Z = 0.0002 至 0.02）和模型参数范围（ζ2.5 = 0.2 至 0.4，fH = 0.1 至 0.9）内执行群体合成模拟，追踪在哈勃时标内合并的双星系统。
• 与标准快速和延迟超新星模型相比，分析BBH、BHNS和BNS系统中合并率与质量分布的结果。
• 分析低质量间隙上边界与相对形成率对两个自由参数的敏感性，尤其关注fH与ζ2.5的影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 在群体合成中使用恒星致密性（ζ2.5）作为黑洞/中子星形成判据，如何影响致密双星的预测合并率？
• RQ2 引力波数据中哪些可观测特征可将致密性模型与快速和延迟超新星模型区分开来？
• RQ3 回落分数（fH）与致密性阈值（ζ2.5）如何独立影响低质量间隙上边界的定位？
• RQ4 金属丰度与前身星质量函数在多大程度上影响该模型对BBH、BHNS与BNS形成率的预测？
• RQ5 该致密性模型能否解释LIGO/Virgo观测中GW190814与GW190521等事件的质量分布？

主要发现

• 不同致密双星类型（尤其是BHNSs）的相对形成率主要受致密性阈值ζ2.5的影响，该阈值决定了中子星与黑洞形成之间的过渡质量。
• 低质量间隙上边界（最轻黑洞与最重中子星之间）主要由回落分数fH决定，fH越高，间隙边界向更高质量移动。
• 在所有金属丰度下，该致密性模型预测的双黑洞（BBHs）合并率均高于快速与延迟模型，这是由于质量函数向更高质量前身星偏移所致。
• 该模型在不同ζ2.5与fH值下产生相似的合并双中子星（BNSs）分布，但快速模型因倾向于形成更轻的中子星，导致更少的合并BNSs。
• 当NS-to-BH转变阈值提高（ζ2.5更高）时，该模型比快速或延迟模型更强烈地抑制BHNS合并率，原因在于大质量恒星形成中子星时，不对称质量抛射导致更强的原生反冲速度。
• 该模型对质量间隙边界与合并率的预测在fH值广泛范围（0.1 至 0.9）内保持稳健，使得低质量间隙的上边界成为尤为清晰的可观测特征。