Mass distribution of neutron stars in binary systems

Résumé technique : Distribution des masses des étoiles à neutrons dans les systèmes binaires

Énoncé du problème
Les observations indiquent que la distribution des masses des étoiles à neutrons (EN) connues dans les systèmes binaires présente un motif bimodal, avec des pics autour de 1,4 M$_\odot$ et $\sim$1,8 M$_\odot$. Alors que le pic à 1,4 M$_\odot$ est souvent attribué aux supernovas standard d'effondrement de cœur ou à l'évolution par enveloppe commune, l'origine du pic à $\sim$1,8 M$_\odot$ reste débattue. Les modèles théoriques antérieurs tentant d'expliquer la croissance de la masse des EN par accrétion ont souvent été limités par la limite d'Eddington ou n'ont pas pleinement pris en compte les régimes d'accrétion super-Eddington. De plus, les incertitudes concernant l'efficacité du transfert de masse, l'effet propulseur et l'évolution du champ magnétique ont entravé les prédictions précises de la distribution finale des masses des EN accrétant. Cette étude vise à investiguer si un modèle d'accrétion super-Eddington peut reproduire avec succès la distribution bimodale observée des masses des EN dans les systèmes binaires.

Méthodologie
Les auteurs ont employé une approche de synthèse de population hybride combinant deux codes distincts :

1. Évolution des étoiles binaires (BSE) : Utilisé pour simuler la formation et l'évolution initiale de $10^7$ systèmes binaires primordiaux. Ce code a généré une population de binaires d'EN avec des compagnons de séquence principale, intégrant les fonctions de masse initiales, les rapports de masse, les excentricités et les vitesses de kick natal. Les systèmes ont été filtrés pour identifier ceux capables d'un transfert de masse stable, en excluant ceux sujets à une évolution d'enveloppe commune instable ou à des taux de transfert de masse extrêmes ($>10^4 \dot{M}_{Edd}$).
2. Modules pour les expériences en astrophysique stellaire (MESA) : Des binaires d'EN sélectionnées dans la sortie BSE ont été soumises à des calculs évolutifs détaillés utilisant MESA (version r24.08.1). Cette étape s'est concentrée sur le processus d'accrétion dans des conditions de débordement de lobe de Roche stables.

Modèles physiques et hypothèses clés :

• Accrétion super-Eddington : Contrairement aux modèles précédents limités par la limite d'Eddington, cette étude intègre la physique de l'accrétion super-Eddington telle que décrite par Lipunov (1987). Le modèle distingue les régimes sous-critiques et sur-critiques en fonction de la relation entre le rayon d'Alfvén ($R_a$) et le rayon de sphérisation ($R_s$).
• Efficacité d'accrétion : La fraction de masse transférée accrétée par l'EN ($f_{mt,a}$) est déterminée par l'état d'accrétion. Dans le régime sur-critique, l'excès de matière est éjecté par la pression de radiation près de l'EN, emportant un moment angulaire orbital spécifique. Une efficacité d'accrétion de 0,5 est supposée pour la masse retenue.
• Évolution du champ magnétique : Le champ magnétique de l'EN décroît en fonction de la masse accrétée ($\Delta M$) selon une loi exponentielle, passant d'une valeur initiale de $5 \times 10^{12}$ G à un minimum de $5 \times 10^8$ G.
• Évolution de la rotation : Le modèle suit la période de rotation de l'EN à travers trois phases : Radio (sans accrétion), Propulseur (éjection de matière) et Accrétion (accélération de la rotation). La transition entre ces phases dépend des positions relatives du cylindre de lumière, du rayon de corotation et du rayon magnétosphérique.
• Perte de moment angulaire : La simulation prend en compte le rayonnement d'ondes gravitationnelles, le freinage magnétique et la perte de moment angulaire due à la masse éjectée et à la formation d'un disque circumbinaire.

Résultats clés

1. Mécanisme de croissance de la masse : L'étude démontre que la croissance de la masse des EN dépend fortement de la période orbitale binaire et de la masse de l'étoile donneuse. Dans le modèle super-Eddington, les EN peuvent rester dans un état d'équilibre d'accrétion pendant de longues périodes, permettant une accumulation de masse significative (jusqu'à $\sim$1,0 M$_\odot$ de croissance à partir d'une masse de naissance de 1,4 M$_\odot$). Cela contraste avec le modèle de Li et al. (2021) (limité par Eddington), où les EN entrent souvent dans une phase propulseur prolongée qui limite la croissance de la masse.
2. Reproduction de la bimodalité : Les résultats de la synthèse de population reproduisent avec succès la distribution bimodale observée :
   • Le pic à $\sim$1,8 M$_\odot$ : Ce pic provient principalement de binaires d'EN avec des masses de donneuses $M_d < \sim$1,6 M$_\odot$ et des périodes orbitales $P_{orb} < 20$ jours. Dans ces systèmes, le taux de transfert de masse permet une accrétion sous-Eddington quasi-équilibre efficace sur de longues échelles de temps.
   • Le pic à 1,4 M$_\odot$ : Ce pic est attribué aux systèmes d'EN subissant une évolution par enveloppe commune (impliquant souvent des donneuses plus massives ou des configurations orbitales spécifiques), où la croissance de la masse est minimale.
   • Queue de haute masse : Les systèmes avec des donneuses de masse intermédiaire ($1,6 \le M_d \le 3,0$ M$_\odot$) et des périodes orbitales courtes peuvent accréter suffisamment de matière pour dépasser 2,1 M$_\odot$.
3. Distribution des périodes de rotation : Le modèle prédit des périodes de rotation d'EN concentrées entre 1 ms et 15 ms pour les binaires X de faible masse (LMXB). Les résultats sont légèrement supérieurs à certaines données observationnelles, ce que les auteurs attribuent à l'hypothèse d'un champ magnétique minimum de $5 \times 10^8$ G, empêchant le disque d'accrétion de s'étendre trop près de la surface de l'EN.

Signification et affirmations
L'article affirme que l'inclusion de la physique de l'accrétion super-Eddington est cruciale pour expliquer le pic de haute masse dans la distribution des masses des EN. En permettant aux EN d'accréter efficacement même lorsque les taux de transfert de masse dépassent la limite d'Eddington, le modèle résout la divergence entre les prédictions théoriques d'une faible croissance de masse et la population observée d'EN massives. Les auteurs affirment que leur modèle fournit une explication physique cohérente de la distribution bimodale sans nécessiter de canaux de formation exotiques pour le pic de haute masse, l'attribuant plutôt à l'évolution binaire standard avec accrétion super-Eddington.

Limites et incertitudes
Les auteurs reconnaissent plusieurs incertitudes dans leur modèle :

• Efficacité d'accrétion : L'efficacité supposée de 0,5 et le traitement de la perte de masse près de l'EN sont simplifiés.
• Décroissance du champ magnétique : Le taux de décroissance et l'intensité minimale du champ sont des paramètres qui influencent considérablement l'évolution de la rotation et l'efficacité d'accrétion.
• Équation d'état (EoS) : Le moment d'inertie est fixé à $10^{45}$ g cm$^2$, ce qui est proche de la limite inférieure. Des variations de l'EoS des EN pourraient modifier le moment d'inertie, affectant les échelles de temps d'accélération de la rotation et la transition vers le régime propulseur.
• Canal exclus : L'étude ne quantifie pas la contribution des EN formées par effondrement induit par accrétion (AIC) ou celles nées avec des distributions de masses bimodales, se concentrant plutôt sur les EN formées par effondrement de cœur standard et évolution binaire subséquente.