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

기술 요약: 행성상성운 내부에서의 AIC 및 CMIC를 통한 중성자별 형성

문제 제기
중성자별 (NS) 의 형성이 강착 유도 붕괴 (AIC) 와 병합 유도 붕괴 (MIC) 를 통해 이루어진다는 이론적 경로는 알려져 있으나, 이러한 사건들이 행성상성운 (PNe) 내부에서 발생하는 구체적인 시나리오는 기존 문헌에서 심각하게 고려된 바 없습니다. 기존 연구들은 PNe 이후의 중성자별 형성이나 특정 제 3 천체 조건 하의 PNe 내부에서 발생하는 핵붕괴 초신성에 대해 다루었으나, 백색왜성 (WD) 과 거성 (giant stars) 을 포함하는 이진 진화 경로를 통해 PNe 내부에서 직접 중성자별이 형성되는 과정은 아직 탐구되지 않았습니다. 본 논문은 산소 - 네온 - 마그네슘 (ONeMg) WD 이진계가 progenitor 시스템의 성운 구조에 여전히 포획된 상태에서 중성자별을 형성할 수 있는지 이해의 공백을 해소합니다.

방법론
본 연구는 제안된 두 가지 진화 경로를 모델링하기 위해 두 가지 구별된 계산적 접근법을 사용합니다:

1. 항성 진화 시뮬레이션 (MESA):

   • 코드: Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA) 코드 (버전 15140) 를 사용하여 1 차원 이진 진화를 시뮬레이션합니다.
   • 시스템: 초기 궤도 주기가 120 일인 1.2 $M_\odot$ 비자성 ONeMg WD 와 1.5 $M_\odot$ 적색거성 (RG) 으로 구성된 이진계입니다.
   • 물리: 로슈 엽 넘침 (RLOF) 질량 이동 (Kolb & Ritter 1990 처방 사용), 항성풍 (RGB 에 대해서는 Reimers, AGB 에 대해서는 Blocker), 각운동량 진화를 시뮬레이션에 포함합니다.
   • 강착 물리: 질량 유지 효율은 안정된 수소 및 헬륨 연소 처방 (Hillman et al. 2015; Kato & Hachisu 2004) 에 기반하여 계산됩니다. WD 질량 증가는 찬드라세카르 한계에 도달할 때까지 추적됩니다.

2. 이진 개체군 합성 (BPS):

   • 코드: $10^7$ 개의 원시 이진계를 시뮬레이션하기 위해 BSE (Binary Star Evolution) 코드의 업데이트된 버전을 사용합니다.
   • 초기 조건: 주성 질량은 Kroupa et al. (1993) 의 초기 질량 함수를 따르고, 질량비는 평탄한 분포를 따르며, 초기 간격은 멱함수 분포를 따릅니다. 금속도는 $Z=0.02$로 고정됩니다.
   • 물리: 이 모델은 질량 이동, 항성풍, 조석 상호작용, 공통대 (CE) 진화 ($\alpha$-formalism 사용, $\alpha_{CE}=1.0$ 및 $\lambda=0.5$), 그리고 초신성 킥을 포함합니다.
   • 초점: 시뮬레이션은 CE 위상 동안 WD 가 거성 동반자의 핵과 병합하며, 총 핵 질량이 찬드라세카르 한계 ($1.44 M_\odot$) 를 초과하는 ONeMg WD 이진계를 특히 추적합니다.

주요 기여 및 제안된 경로
본 논문은 PNe 내부에서 중성자별 형성을 위한 두 가지 새로운 진화 경로를 제안합니다:

1. 공생성운 경로 (AIC):

   • 메커니즘: WD-RG(또는 WD-AGB) 이진계에서 거성 동반자가 항성풍 및/또는 안정된 RLOF 를 통해 질량을 잃습니다. 이 질량은 이진계를 둘러싼 성운을 형성합니다. 중앙의 강착 ONeMg WD 는 안정된 강착을 통해 질량을 증가시켜 찬드라세카르 한계에 도달한 후 AIC 를 겪습니다.
   • 성운 이온화: 결과적으로 생성된 성운 ( "공생성운"이라 명명됨) 은 거성 항성의 뜨거운 핵 또는 강착 WD 자체에 의해 이온화됩니다.
   • 결과: WD 동반자를 유지할 가능성이 높은 중성자별이 형성되어 NS-WD 이진계 시스템을 만듭니다.

2. 핵 - 병합 유도 붕괴 (CMIC) 경로:

   • 메커니즘: ONeMg WD 이진계의 불안정 질량 이동 위상 동안, 시스템은 공통대 (CE) 위상에 진입합니다. WD 는 안쪽으로 나선 운동을 하며 거성 동반자의 뜨거운 핵과 병합합니다.
   • 붕괴 조건: WD 와 거성 핵의 합계 질량이 찬드라세카르 한계를 초과하면, 병합은 Ia 형 초신성이 아닌 붕괴 (CMIC) 를 유발합니다.
   • 결과: 팽창하는 CE 물질 내부에 포획된 신생 중성자별 (잠재적으로 펄사) 이 형성되며, 이는 행성상성운이나 펄사풍 성운으로 나타날 수 있습니다.

결과

• MESA 시뮬레이션 결과:

  • 시뮬레이션은 ONeMg WD 가 RG 동반자로부터 충분한 질량을 강착하여 찬드라세카르 한계에 도달할 수 있음을 보여줍니다.
  • 진화 과정에서 RG 는 약 $0.4 M_\odot$의 질량을 잃으며, 그 중 약 절반은 WD 에 의해 강착되고 나머지는 주변 성운을 형성하기 위해 분출됩니다.
  • 거성 동반자의 핵 질량은 껍질 제거 후에도 성운을 이온화할 수 있는 유효 온도에 도달하기에 충분히 무겁습니다 ($>0.3 M_\odot$).
  • 본 연구는 이전의 유사한 시뮬레이션들 (예: Ablimit 2023) 이 결과적인 PNe 에 대해 논의하지 않았음을 지적하며, 본 작업은 질량 손실을 성운 형성과 명시적으로 연결합니다.
  • 고도로 자화된 WD 가 관여하는 경우, 분출된 질량은 훨씬 더 클 수 있으며 제트 발사를 통해 쌍극성 성운을 형성할 가능성이 있습니다.

• BPS 시뮬레이션 결과:

  • PNe 내부에서 CMIC 를 통해 형성된 중성자별의 은하계 형성률은 (별 형성률이 $2 M_\odot \text{ yr}^{-1}$라고 가정할 때) $\sim 3.6 \times 10^{-4} \text{ yr}^{-1}$로 추정됩니다.
  • CMIC 로 이어지는 시스템들의 CE 질량 및 총 핵 질량 분포는 성운과 중성자별 모두를 형성하기에 적합한 넓은 범위를 보입니다.
  • 나선 운동 과정 중의 뜨거운 WD 와 거성 핵은 CE 를 이온화하기에 충분한 온도 ($\sim 30,000$ K) 에 도달할 수 있으며, 신생 중성자별은 펄사풍을 통해 성운을 추가로 구동할 수 있습니다.

의의 및 주장
본 논문은 이진 진화를 통해 행성상성운 내부에서 중성자별이 형성되는 것을 심각하게 고려하고 모델링한 최초의 연구임을 주장합니다.

• 신규성: WD-RG 질량 이동에 의한 AIC 로 형성된 "공생성운"의 개념을 도입하고, PNe 내부에서 중성자별로 이어지는 WD 이진계의 CE 내 병합을 포함하도록 CMIC 의 정의를 확장합니다.
• 개체군: 저자는 우리 은하가 위에서 설명한 AIC 경로를 통해 형성된 수십 개의 NS-WD 이진계 시스템을 보유하고 있을 수 있다고 제안합니다.
• 관측 전망: 본 논문은 차세대 지상 및 우주 기반 망원경이 특히 팽창하는 행성상성운 내부에 위치한 펄사풍 성운의 관측을 통해 이러한 시나리오에 대한 결정적인 증거를 곧 제공할 것이라고 주장합니다.
• 이론적 영향: 이러한 발견은 행성상성운이라는 특정 환경에서 발생하는 WD 붕괴 및 폭발과 같은 드문 현상에 대한 새로운 통찰력을 제공하여 이진 항성 진화에 대한 이해를 정교화합니다.