Binary neutron star populations across cosmic time: the impact of binary stellar evolution uncertainties

死にゆく星たちの宇宙の舞踏

宇宙を、星たちがダンサーである巨大で混沌としたボールルーム（舞踏会場）だと想像してみてください。ほとんどの星は孤独に踊っていますが、中にはペアとして生まれ、手を取り合い、共通の中心の周りを回転しているものもいます。これらのペアが十分に重くなると、最終的に燃料を使い果たし、崩壊して、壮観な超新星爆発を起こします。もし爆発によってバラバラにならずに生き残れば、それらは中性子星になります。中性子星とは、スプーン1杯の重さが10億トンにもなるほど高密度な、都市サイズの物質の球体です。時として、これら2つの中性子星は緊密な軌道にロックされたまま、互いに衝突するまで螺旋を描きながら近づいていきます。この衝突は宇宙で最も激しい出来事の一つであり、重力波と呼ばれる時空のさざ波を送り出し、金やプラチナのような重元素を鍛造します。

長い間、私たちは自分たちの銀河系内に存在するこうした「連星中性子星」のカップルのことを、ほんの一握りしか知りませんでした。重力波検出の歴史全体を通しても、私たちはわずか2つの衝突を観測しただけでした。しかし、未来はもっと賑やかになりつつあります。新しい望遠鏡や検出器が稼働し始め、毎年数千ものこうした宇宙の衝突を「聴く」ようになるでしょう。科学者にとっての大きな疑問は、「これらのペアはそもそもどのようにして形成されるのか？」ということです。それは、星がいかに質量を失うか、接近したときにどのように相互作用するか、そして超新星爆発による「キック（蹴り）」がどのように彼らを吹き飛ばしてしまうのかといった、複雑なパズルです。これを解明するために、天文学者たちは、宇宙のタイムマシンのように機能するスーパーコンピュータ・シミュレーションを用い、何百万ものシナリオを実行して、どの物理法則が今日私たちが目にしているカップルを生み出すのかを検証しています。

偉大なる宇宙シミュレーション

この論文において、著者であるマチュー・ヴェネットとイリーナ・ドヴォルキンは、これらの宇宙のカップルを用いて、大規模な「もしも（what if）」のゲームを行うことに決めました。彼らは、COSMICと呼ばれる強力なコンピュータプログラムを使用して、宇宙の歴史における連星の生涯をシミュレートしました。これは、物理エンジンを微調整することで物語がどのように変わるかを見ることができるビデオゲームをプレイしているようなものです。彼らは単に一つのゲームを実行したのではなく、物語の最も不確実な部分を制御する4つの特定の「つまみ（ノブ）」を変更しながら、72種類の異なるバージョンを実行しました。そのつまみとは、星がどのように質量を交換するか、星がいかに効率的に外層を脱ぎ捨てられるか、誕生したばかりの中性子星がどれほど強くキックを受けるか、そしてそれらのキックが正確にいつ起こるか、というものです。

彼らは、環境が結果にどのように影響するかを見るために、20種類の異なる金属量ビン（星に含まれる元素の「重さ」の尺度であり、非常に原始的な金属欠乏の星から現代の金属に富んだ星までを含む）にわたってシミュレーションを実行しました。彼らの目標は、データのなかに、これらの星がどのように進化するかを正確に伝える普遍的な兆候があるのか、それとも不確実性が大きすぎて、あるシナリオと別のシナリオを区別できないのかを突き止めることでした。

衝突への二つの道

チームが発見した最も衝撃的なことの一つは、連星中性子星はすべて同じレシピから生まれるわけではないということです。代わりに、彼らはバイモーダル（二峰性）分布、つまり、真ん中に「砂漠」が存在する2つの明確なグループに分かれることを発見しました。

ケーキを二種類作るベーカリーを想像してみてください。一方のタイプは、穏やかで安定したプロセスを経る、より小さく軽い材料で作られます。もう一方は、巨大で重い材料を使用し、適切なサイズに縮小するために混沌とした乱雑なフェーズを経なければなりません。

• 低質量グループ： これらの星はより軽く（太陽の約6.5倍から9倍）、スムーズな進化を遂げる傾向があり、多くの場合、一方が他方を飲み込む「共通外層（コモン・エンベロープ）」フェーズをスキップします。これらは通常、激しいキックではなく穏やかな「押し（ナッジ）」を与える特定のタイプの超新星として爆発するため、ペアが維持されやすくなります。
• 高質量グループ： これらは重量級（太陽の10倍から30倍）です。中性子星になるためには、彼らは混沌とした「共通外層」フェーズを経なければなりません。これは、二つの星が絡まり合い、巨大な星の外層が放出される、宇宙的なハグのようなプロセスです。このプロセスによって軌道が劇的に縮まり、これが極めて重要になります。なぜなら、このプロセスが彼らの爆発による激しいキックを生き延えさせる助けとなるからです。

彼らの間にある「砂漠」（およそ7から10太陽質量）は危険なゾーンです。この範囲の星は、低質量グループのような穏やかな押しを得るには重すぎ、一方で高質量グループのような混沌とした収縮を生き抜くには軽すぎます。彼らは通常、キックによって吹き飛ばされ、連星中性子星にはなりません。

不確実性のつまみ

著者らは、星の「タイプ」は一貫しているものの、その「数」は物理学のつまみをどのように設定するかによって完全に決まることを発見しました。二つの最大の要因は以下の通りです。

1. キックの規定（KICKFLAG）： これは、生まれたばかりの中性子星が誕生時にどれほど強くキックを受けるかを制御します。キックが強すぎる（標準的な設定）と、ほとんどのペアはバラバラに飛び散ります。もしキックが弱かったり、星の質量に依存したりする場合（新しい設定）、より多くのペアが生き残ります。この一つの変更だけで、連星中性子星の数を数桁（オーダー）変えることができます。
2. 共通外装の効率（ALPHA）： これは、あの混沌とした「ハグ」のフェーズ中に、星の外層を吹き飛ばすためにどれだけのエネルギーが必要かを制御します。効率が高ければ、より多くのペアがハグを生き残り、共に留まります。効率が低ければ、彼らは合体して死んでしまいます。

シミュレーションの結果、これらの不確実性は非常に大きく、連星中性子星の予測数を100倍以上変えてしまう可能性があることが示されました。これは、現在、これまでに観測されたわずかな合体事例を見るだけでは、どのバージョンの物理学が正しいのかを判断できないことを意味しています。

金属量のひねり

シミュレーションの混沌にもかかわらず、著者らは、つまみをどのように設定しても現れる「指紋」を見つけました。これらは、金属含有量の変化に伴って形成率がどのように変化するかを示す特定のパターンです。

• 「スキップ」の特徴： 極めて低い金属量（初期宇宙）において、形成効率の急激な低下が見られます。これは、星の核の点火方法により、星が特定の進化フェーズ（第一巨星分枝）を突然スキップし始めるためです。これは、星がショートカットを取った結果、誤って連星ペアの形成を困難にしてしまうようなものです。
• 「揺らぎ」： 金属量が$10^{-3}$から$7.5 \times 10^{-3}$の間では、形成率は単に上がったり下がったりするのではなく、非単調に「ゆらぎ」を見せます。これは、星の質量放出の仕組みと、星同士の相互作用の間の複雑な相互作用の直接的な結果です。

結論

本論文は、これらの星がどのように形成されるかについての優れた地図は持っているものの、現在は不確実性の霧の中に立ち往生していると結論付けています。異なる物理法則の組み合わせが、全く同じ数の合体を引き起こす可能性があるため、どの法則が実際に正しいのかを知ることは困難です。これは、異なる2つの鍵が同じ錠前を開けてしまうような、**退化（デジェネラシー）**の問題です。

現在、重力波検出器は、連星中性子星が極めて稀であるという最悪のシナリオを否定することしかできません。これらの宇宙の舞踏の真の物理学を解き明かすために、私たちは、年間最大10万回の合体を聴くことになるであろう次世代の検出器（2030年代に計画されている）を待つ必要があります。その膨大なデータセットと、金属含有量が時間の経過とともにどのように変化するかについてのより優れた測定が組み合わさって初めて、私たちはようやく「つまみ」を調整し、これらの重いカップルがどのように集まってくるのかという真の物語を見ることができるのです。それまでは、宇宙はその秘密を守り続け、シミュレーションの不確実性というベールの後ろに隠れたままなのです。