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

技術的概要：惑星状星雲内における AIC および CMIC を通じた中性子星の形成

問題提起
降着誘起崩壊（AIC）および合体誘起崩壊（MIC）を介した中性子星（NS）の形成は既知の理論的経路であるが、これらの事象が惑星状星雲（PNe）の「内部」で発生するという具体的なシナリオは、従来の文献において真剣に検討されてこなかった。既存の研究では、特定の第 3 天体の条件下における PNe 内での NS 形成、あるいは PNe 内での核崩壊型超新星爆発については言及されているが、白色矮星（WD）と巨星を含む連星進化チャネルを介して、PNe 内で直接 NS が形成される過程は未踏査の領域であった。本論文は、酸素・ネオン・マグネシウム（ONeMg）WD 連星が、親星システムの星雲構造内に埋没したまま NS を形成するに至る進化が可能かどうかという理解のギャップを埋めることを目的としている。

手法
本研究は、2 つの提案された進化チャネルをモデル化するために、2 つの異なる計算アプローチを採用している。

1. 恒星進化シミュレーション（MESA）:

   • コード: 恒星天体物理学実験用モジュール（MESA）コード（バージョン 15140）を用いて、1 次元連星進化をシミュレーションする。
   • 系: 1.2 $M_\odot$ の非磁性 ONeMg WD と、初期軌道周期 120 日の 1.5 $M_\odot$ 赤色巨星（RG）からなる連星系。
   • 物理: ロッシュ限界溢出（RLOF）による質量移動（Kolb & Ritter 1990 の処方に基づく）、恒星風（RGB には Reimers、AGB には Blocker）、および角運動量の進化をシミュレーションに組み込む。
   • 降着物理: 質量保持効率は、安定した水素およびヘリウム燃焼の処方（Hillman et al. 2015; Kato & Hachisu 2004）に基づいて計算される。WD の質量増加は、チャンドラセカール限界に近づくまで追跡される。

2. 連星集団合成（BPS）:

   • コード: 更新版の BSE（Binary Star Evolution）コードを用いて、$10^7$ 個の原始連星をシミュレーションする。
   • 初期条件: 主星の質量は Kroupa et al. (1993) の初期質量関数に従う；質量比は平坦な分布に従う；初期軌道長さはべき乗則分布に従う；金属度は $Z=0.02$ に固定する。
   • 物理: 質量移動、恒星風、潮汐相互作用、共通包絡（CE）進化（$\alpha$-形式を用い、$\alpha_{CE}=1.0$ および $\lambda=0.5$）、および超新星キックをモデルに含める。
   • 焦点: 本シミュレーションは、CE 相中に WD が巨星の伴星の核と合体し、かつ総核質量がチャンドラセカール限界（$1.44 M_\odot$）を超える場合に限定して、ONeMg WD 連星を追跡する。

主要な貢献と提案されるチャネル
本論文は、PNe 内における NS 形成のための 2 つの新たな進化経路を提案する。

1. 共生星雲チャネル（AIC）:

   • メカニズム: WD-RG（または WD-AGB）連星において、巨星の伴星が恒星風および/または安定した RLOF を通じて質量を失う。この質量が連星を囲む星雲を形成する。中心で質量を降着している ONeMg WD は、安定した降着を通じて質量を増大させ、チャンドラセカール限界に達すると AIC を起こす。
   • 星雲の電離: 結果として生じる星雲（「共生星雲」と呼ばれる）は、巨星の高温核、あるいは降着 WD 自身によって電離される。
   • 結果: 伴 WD を保持したまま NS が形成され、NS-WD 連星系が生まれる。

2. 核合体誘起崩壊（CMIC）チャネル:

   • メカニズム: ONeMg WD 連星の不安定な質量移動相において、系は共通包絡（CE）相に入る。WD は螺旋状に内側へ降下し、巨星の伴星の高温核と合体する。
   • 崩壊条件: WD と巨星の核の結合質量がチャンドラセカール限界を超えた場合、その合体は Ia 型超新星爆発ではなく、崩壊（CMIC）を誘起する。
   • 結果: 拡大する CE 物質に埋没した新生 NS（おそらくパルサー）が形成され、これが惑星状星雲またはパルサー風星雲として現れる可能性がある。

結果

• MESA シミュレーション結果:

  • シミュレーションは、ONeMg WD が RG 伴星から十分な質量を降着してチャンドラセカール限界に達しうることを示している。
  • 進化の過程で、RG は約 $0.4 M_\odot$ を失い、その約半分が WD によって降着され、残りが放出されて周囲の星雲を形成する。
  • 巨星伴星の核質量は、包絡が剥離された後でも、星雲を電離するのに十分な有効温度に達しうるほど十分に大きい（$>0.3 M_\odot$）。
  • 本研究は、以前の同様のシミュレーション（例：Ablimit 2023）が結果としての PNe について議論しなかったことを指摘し、本論文では質量放出と星雲形成を明示的に関連付けている。
  • 高磁場 WD が関与するケースでは、放出される質量は著しく大きくなり、ジェット放出を介して双極性星雲を形成する可能性がある。

• BPS シミュレーション結果:

  • PNe 内での CMIC を通じて形成される NS の銀河系内形成率は、恒星形成率を $2 M_\odot \text{ yr}^{-1}$ と仮定すると、$\sim 3.6 \times 10^{-4} \text{ yr}^{-1}$ と推定される。
  • CMIC につながる系における CE 質量および総核質量の分布は、星雲と NS の両方を形成するのに適した広範な範囲を示している。
  • 螺旋降下過程中の高温 WD と巨星の核は、CE を電離するのに十分な温度（$\sim 30,000$ K）に達しうる一方、新生 NS はパルサー風を通じて星雲をさらに駆動する可能性がある。

意義と主張
本論文は、連星進化を介して惑星状星雲「内部」で中性子星が形成されることを真剣に検討し、モデル化した最初の研究であると主張している。

• 新規性: WD-RG 間の質量移動に起因する AIC によって形成される「共生星雲」の概念を導入し、WD 連星の CE 内での合体による NS 形成を含む形で CMIC の定義を拡張している。
• 集団: 著者は、天の川銀河が、記述された AIC チャネルを介して形成された数十の NS-WD 連星系を保有している可能性を指摘している。
• 観測的展望: 本論文は、次世代の地上および宇宙望遠鏡が、特に拡大する惑星状星雲内部に位置するパルサー風星雲の観測を通じて、これらのシナリオに対する決定的な証拠をまもなく提供しうると提唱している。
• 理論的影響: これらの知見は、惑星状星雲という特定の環境内で発生する WD の崩壊や爆発といった稀な現象に対する新たな洞察を提供し、連星恒星進化の理解を精緻化するものである。