[论文解读] Successful Common Envelope Ejection and Binary Neutron Star Formation in 3D Hydrodynamics

Jamie A. P. Law-Smith, Rosa Wallace Everson+11 more|arXiv (Cornell University)|Nov 12, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用 14

一句话总结

本研究首次成功实现了对双中子星（BNS）形成过程中常见包层喷射的3D流体动力学模拟，采用一颗12 M☉的红超巨星与一颗1.4 M☉的中子星。模拟实现了完整的包层喷射，最终轨道间距为1.3–5.1 R☉，α_CE等效效率为0.1–2.7，表明3D动力学可解决长期存在的常见包层问题，并在哈勃时标内实现BNS形成。

ABSTRACT

A binary neutron star merger has been observed in a multi-messenger detection of gravitational wave (GW) and electromagnetic (EM) radiation. Binary neutron stars that merge within a Hubble time, as well as many other compact binaries, are expected to form via common envelope evolution. Yet five decades of research on common envelope evolution have not yet resulted in a satisfactory understanding of the multi-spatial multi-timescale evolution for the systems that lead to compact binaries. In this paper, we report on the first successful simulations of common envelope ejection leading to binary neutron star formation in 3D hydrodynamics. We simulate the dynamical inspiral phase of the interaction between a 12$M_\\odot$ red supergiant and a 1.4$M_\\odot$ neutron star for different initial separations and initial conditions. For all of our simulations, we find complete envelope ejection and final orbital separations of $a_{\ m f} \\approx 1.3$-$5.1 R_\\odot$ depending on the simulation and criterion, leading to binary neutron stars that can merge within a Hubble time. We find $\\alpha_{\ m CE}$-equivalent efficiencies of $\\approx 0.1$-$2.7$ depending on the simulation and criterion, but this may be specific for these extended progenitors. We fully resolve the core of the star to $\\lesssim 0.005 R_\\odot$ and our 3D hydrodynamics simulations are informed by an adjusted 1D analytic energy formalism and a 2D kinematics study in order to overcome the prohibitive computational cost of simulating these systems. The framework we develop in this paper can be used to simulate a wide variety of interactions between stars, from stellar mergers to common envelope episodes leading to GW sources.

研究动机与目标

• 解决双中子星形成过程中常见包层演化长期存在的理论难题。
• 模拟中子星在红超巨星包层内螺旋内缩的3D流体动力学过程，克服计算限制。
• 确定在3D模拟中是否可实现完整的包层喷射，从而形成可在哈勃时标内并合的致密双星系统。
• 从3D模拟中校准α_CE等效效率，并与1D解析形式进行比较。
• 开发一种计算上可行的框架，结合3D流体动力学、1D能量形式与2D运动学，用于建模致密双星前身体。

提出的方法

• 使用FLASH代码对一颗12 M☉的红超巨星与一颗1.4 M☉的中子星进行3D流体动力学模拟，将恒星核心空间分辨率控制在≤0.005 R☉以内。
• 采用调整后的1D解析能量形式与2D运动学分析，为3D模拟提供信息与约束，降低计算成本。
• 应用两项标准定义包层喷射：(1) 在氦核心外部的未束缚质量分数；(2) 在次星轨道外部的包层物质总比能（动能+引力势能）。
• 通过时间平均轨道间距（a*f）与喷射时刻的瞬时间距（a*f*）计算最终轨道间距，评估收敛性。
• 通过比较注入包层的能量与被喷射质量的束缚能，计算α_CE等效效率。
• 在多个初始间距与前身体模型（750、900、1080 R☉）下执行数值收敛性测试，以验证结果。

实验结果

研究问题

• RQ1 3D流体动力学能否成功模拟导致双中子星形成的常见包层喷射？
• RQ2 中子星在红超巨星包层内螺旋内缩的3D模拟所得到的最终轨道间距与α_CE等效效率分别是多少？
• RQ3 不同的喷射判据（基于核心 vs. 基于轨道）如何影响包层喷射与最终间距的判定？
• RQ4 3D模拟在轨道间距与能量沉积方面在多大程度上实现收敛？与1D形式相比如何？
• RQ5 结合3D流体动力学、1D能量形式与2D运动学的混合框架，能否产生可靠且计算上可行的常见包层演化模型？

主要发现

• 所有模拟均实现了完整的包层喷射，最终轨道间距范围为1.3至5.1 R☉，具体取决于模拟条件与喷射判据。
• α_CE等效效率范围为0.1至2.7，具体取决于模拟与判据，表明其能量传递对BNS形成具有合理性。
• 时间平均最终间距（a*f）约为1.9–3.2 R☉，而喷射时刻的瞬时间距（a*f*）范围为2.5–5.1 R☉，表明轨道间距可能存在非收敛性。
• 在次星轨道外部的包层物质比能（ε = ε_kin + ε_grav）在15–20小时之间由束缚状态（ε < 0）转变为非束缚状态（ε > 0），标志着喷射的开始。
• 与包层能量（≈10^21 erg/g）相比，复合能可忽略不计，验证了模拟中省略复合能的合理性。
• 该框架通过整合3D流体动力学、1D能量形式与2D运动学，成功克服了高昂的计算成本，实现了对扩展前身体系统的模拟。