Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries

Technisches Fazit: Entstehung von Neutronensternen durch AIC und CMIC innerhalb von Planetarischen Nebeln

Problemstellung
Während die Entstehung von Neutronensternen (NS) durch akkretionsinduzierten Kollaps (AIC) und verschmelzungsinduzierten Kollaps (MIC) ein bekannter theoretischer Pfad ist, wurde das spezifische Szenario, dass diese Ereignisse innerhalb von planetarischen Nebeln (PN) stattfinden, in der bisherigen Literatur nicht ernsthaft betrachtet. Bestehende Studien haben die Bildung von NS nach PN oder Kernkollaps-Supernovae innerhalb von PN unter spezifischen Bedingungen eines dritten Körpers behandelt, doch die direkte Bildung eines NS innerhalb eines PN durch binäre Evolutionskanäle, die Weißer-Zwerge (WD) und Riesensterne einbeziehen, bleibt unerforscht. Diese Arbeit schließt die Lücke im Verständnis, ob Sauerstoff-Neon-Magnesium (ONeMg) WD-Binärsysteme sich entwickeln können, um NS zu bilden, während sie noch in die nebularen Strukturen ihrer progenitorischen Systeme eingebettet sind.

Methodik
Die Studie verwendet zwei unterschiedliche rechnerische Ansätze, um zwei vorgeschlagene Evolutionskanäle zu modellieren:

1. Sternentwicklungs-Simulationen (MESA):

   • Code: Der Code „Modules for Experiments in Stellar Astrophysics" (MESA), Version 15140, wird zur Simulation der eindimensionalen binären Evolution verwendet.
   • System: Ein Binärsystem bestehend aus einem nicht-magnetischen ONeMg-WD mit 1,2 $M_\odot$ und einem Roten Riesen (RG) mit 1,5 $M_\odot$ mit einer initialen Umlaufperiode von 120 Tagen.
   • Physik: Die Simulation integriert Massentransfer durch Roche-Grenzflächen-Überlauf (RLOF) unter Verwendung der Vorschrift von Kolb & Ritter (1990), Sternwinde (Reimers für RGB, Blocker für AGB) und die Entwicklung des Drehimpulses.
   • Akkretionsphysik: Die Effizienz der Massenerhaltung wird basierend auf Vorschriften für stabilen Wasserstoff- und Heliumbrennen berechnet (Hillman et al. 2015; Kato & Hachisu 2004). Das WD-Massenwachstum wird verfolgt, bis es sich der Chandrasekhar-Grenze nähert.

2. Binäre Populations-Synthese (BPS):

   • Code: Eine aktualisierte Version des BSE-Codes (Binary Star Evolution) wird zur Simulation von $10^7$ primordialen Binärsystemen verwendet.
   • Anfangsbedingungen: Die Primärmassen folgen der Anfangsmassenfunktion nach Kroupa et al. (1993); die Massenverhältnisse folgen einer flachen Verteilung; die initialen Abstände folgen einer Potenzgesetz-Verteilung; die Metallizität ist auf $Z=0,02$ festgelegt.
   • Physik: Das Modell umfasst Massentransfer, Sternwinde, Gezeitenwechselwirkungen, die Entwicklung gemeinsamer Hüllen (CE) unter Verwendung des $\alpha$-Formalismus mit $\alpha_{CE}=1,0$ und $\lambda=0,5$ sowie Supernova-Kicks.
   • Fokus: Die Simulation verfolgt spezifisch ONeMg-WD-Binärsysteme, bei denen der WD während der CE-Phase mit dem Kern eines riesigen Begleitsterns verschmilzt, sofern die gesamte Kernmasse die Chandrasekhar-Grenze ($1,44 M_\odot$) überschreitet.

Hauptbeiträge und vorgeschlagene Kanäle
Die Arbeit schlägt zwei neuartige Evolutionspfade für die Bildung von NS innerhalb von PN vor:

1. Symbiotischer-Nebel-Kanal (AIC):

   • Mechanismus: In einem WD-RG- (oder WD-AGB-)Binärsystem verliert der riesige Begleiter Masse durch Sternwinde und/oder stabilen RLOF. Diese Masse bildet einen Nebel, der das Binärsystem umgibt. Der zentrale, akkretierende ONeMg-WD wächst durch stabile Akkretion an Masse, bis er die Chandrasekhar-Grenze erreicht und einen AIC durchläuft.
   • Nebelionisation: Der resultierende Nebel (ein „symbiotischer Nebel") wird durch den heißen Kern des Riesensterns oder den akkretierenden WD selbst ionisiert.
   • Ergebnis: Die Bildung eines NS, der wahrscheinlich seinen WD-Begleiter behält, wodurch ein NS-WD-Binärsystem entsteht.

2. Kern-Verschmelzungs-induzierter Kollaps (CMIC)-Kanal:

   • Mechanismus: Während der Phase des instabilen Massentransfers eines ONeMg-WD-Binärsystems tritt das System in eine Phase der gemeinsamen Hülle (CE) ein. Der WD spiraliert nach innen und verschmilzt mit dem heißen Kern des riesigen Begleitsterns.
   • Kollapsbedingung: Wenn die kombinierte Masse des WD und des Kerns des Riesensterns die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, löst die Verschmelzung einen Kollaps (CMIC) aus, anstatt eine Typ-Ia-Supernova.
   • Ergebnis: Die Bildung eines neugeborenen NS (potenziell ein Pulsar), der innerhalb des expandierenden CE-Materials eingebettet ist, das sich als planetarischer Nebel oder als Pulsarwindnebel manifestieren kann.

Ergebnisse

• MESA-Simulationsergebnisse:

  • Die Simulation zeigt, dass ein ONeMg-WD genügend Masse von einem RG-Begleiter akkretieren kann, um die Chandrasekhar-Grenze zu erreichen.
  • Während der Evolution verliert der RG etwa $0,4 M_\odot$, wobei etwa die Hälfte vom WD akkretiert wird und der Rest ausgestoßen wird, um einen umgebenden Nebel zu bilden.
  • Die Kernmasse des riesigen Begleitsterns bleibt ausreichend massereich ($>0,3 M_\odot$), um effektive Temperaturen zu erreichen, die zur Ionisation des Nebels befähigen, selbst nach der Abstreifung der Hülle.
  • Die Studie stellt fest, dass frühere ähnliche Simulationen (z. B. Ablimit 2023) die resultierenden PNe nicht diskutierten; diese Arbeit verknüpft den Massenverlust explizit mit der Nebelbildung.
  • In Fällen, die stark magnetisierte WDs betreffen, könnte die ausgestoßene Masse signifikant höher sein und potenziell bipolare Nebel durch Jet-Einschüsse bilden.

• BPS-Simulationsergebnisse:

  • Die galaktische Bildungsrate für NS, die durch CMIC innerhalb von PN entstehen, wird auf $\sim 3,6 \times 10^{-4} \text{ yr}^{-1}$ geschätzt (unter Annahme einer Sternbildungsrate von $2 M_\odot \text{ yr}^{-1}$).
  • Die Verteilungen der CE-Masse und der gesamten Kernmasse für Systeme, die zu CMIC führen, zeigen ein breites Spektrum, das für die Bildung sowohl von Nebeln als auch von NS geeignet ist.
  • Der heiße WD und die Riesenkerne während des Spiralein-Prozesses können Temperaturen ($\sim 30.000$ K) erreichen, die zur Ionisation der CE ausreichen, während der neugeborene NS den Nebel möglicherweise weiter durch einen Pulsarwind antreibt.

Bedeutung und Behauptungen
Die Arbeit behauptet, die erste zu sein, die die Bildung von Neutronensternen innerhalb von planetarischen Nebeln durch binäre Evolution ernsthaft betrachtet und modelliert.

• Neuartigkeit: Sie führt das Konzept der „symbiotischen Nebel" ein, die durch WD-RG-Massentransfer gebildet werden und zu AIC führen, und erweitert die Definition von CMIC, um Verschmelzungen innerhalb der CE von WD-Binärsystemen einzuschließen, die zu NS innerhalb von PN führen.
• Population: Der Autor schlägt vor, dass die Milchstraße Dutzende von NS-WD-Binärsystemen beherbergen könnte, die durch den beschriebenen AIC-Kanal gebildet wurden.
• Beobachtungsaussichten: Die Arbeit postuliert, dass zukünftige boden- und weltraumgestützte Teleskope bald überzeugende Beweise für diese Szenarien liefern könnten, insbesondere durch Beobachtungen von Pulsarwindnebeln, die sich innerhalb expandierender planetarischer Nebel befinden.
• Theoretische Auswirkungen: Diese Erkenntnisse bieten neue Einblicke in seltene Phänomene wie WD-Kollapse und Explosionen, die in der spezifischen Umgebung planetarischer Nebel stattfinden, und verfeinern unser Verständnis der binären Sternentwicklung.