Mass distribution of neutron stars in binary systems

Technische Samenvatting: Massaverteiding van Neutronensterren in Binair Systemen

Probleemstelling
Observaties geven aan dat de massaverteiding van bekende neutronensterren (NS's) in binaire systemen een bimodale patroon vertoont, met pieken rond 1,4 M$_\odot$ en $\sim$1,8 M$_\odot$. Terwijl de piek bij 1,4 M$_\odot$ vaak wordt toegeschreven aan standaard kerninstortings-supernova's of evolutie via een gemeenschappelijke omhulling, blijft de oorsprong van de piek bij $\sim$1,8 M$_\odot$ omstreden. Eerdere theoretische modellen die probeerden NS-massa-groei via accretie te verklaren, waren vaak beperkt door de Eddington-grens of hebben super-Eddington accretie-regimes niet volledig in aanmerking genomen. Bovendien hebben onzekerheden met betrekking tot de efficiëntie van massatransfer, het propeller-effect en de evolutie van het magnetisch veld nauwkeurige voorspellingen van de uiteindelijke massaverteiding van accreterende NS's gehinderd. Deze studie heeft tot doel te onderzoeken of een super-Eddington accretiemodel de waargenomen bimodale massaverteiding van NS's in binaire systemen succesvol kan reproduceren.

Methodologie
De auteurs hanteerden een hybride populatie-synthese-aanpak die twee verschillende codes combineert:

1. Binary Star Evolution (BSE): Gebruikt om de vorming en initiële evolutie van $10^7$ primaire binaire systemen te simuleren. Deze code genereerde een populatie van NS-binaria met hoofdreeks-gezellenvan, waarbij initiële massafuncties, massaverhoudingen, excentriciteiten en geboortekick-snelheden werden opgenomen. Systemen werden gefilterd om die te identificeren die stabiele massatransfer mogelijk maken, waarbij systemen die vatbaar zijn voor instabiele evolutie via een gemeenschappelijke omhulling of extreme massatransfer-snelheden ($>10^4 \dot{M}_{Edd}$) werden uitgesloten.
2. Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA): Geselecteerde NS-binaria uit de BSE-output werden onderworpen aan gedetailleerde evolutieberekeningen met behulp van MESA (versie r24.08.1). Deze fase concentreerde zich op het accretieproces onder stabiele voorwaarden voor Roche-lobe-overloop.

Belangrijke Fysische Modellen en Aannames:

• Super-Eddington Accretie: In tegenstelling tot eerdere modellen die beperkt waren door de Eddington-grens, omvat deze studie de fysica van super-Eddington accretie zoals beschreven door Lipunov (1987). Het model onderscheidt tussen sub-kritische en super-kritische regimes op basis van de relatie tussen de Alfvén-straal ($R_a$) en de sferisatiestraal ($R_s$).
• Accretie-efficiëntie: Het fractie van de overgedragen massa die door de NS wordt geaccreteerd ($f_{mt,a}$) wordt bepaald door de accretietoestand. In het super-kritische regime wordt overtollig materiaal weggeblazen door stralingsdruk nabij de NS, waarbij specifiek baanimpulsmoment wordt meegenomen. Een accretie-efficiëntie van 0,5 wordt aangenomen voor de behouden massa.
• Evolutie van het Magnetisch Veld: Het magnetisch veld van de NS vervalt als functie van de geaccreteerde massa ($\Delta M$) volgens een exponentiële wet, afnemend van een initiële $5 \times 10^{12}$ G tot een minimum van $5 \times 10^8$ G.
• Spin-evolutie: Het model volgt de rotatieperiode van de NS door drie fasen: Radio (geen accretie), Propeller (uitstoting van materie) en Accretie (opspin). De overgang tussen deze fasen hangt af van de relatieve posities van de lichtcilinder, de corotatiestraal en de magnetosferische straal.
• Verlies van Impulsmoment: De simulatie houdt rekening met straling van zwaartekrachtgolven, magnetische remming en impulsmomentverlies door uitgeworpen massa en de vorming van een circumbinaire schijf.

Belangrijkste Resultaten

1. Mechanisme voor Massa-groei: De studie toont aan dat massa-groei van NS's sterk afhankelijk is van de baanperiode van het binaire systeem en de massa van de donorster. In het super-Eddington-model kunnen NS's gedurende langere periodes in een accretie-evenwichtstoestand blijven, wat aanzienlijke massa-accumulatie mogelijk maakt (tot $\sim$1,0 M$_\odot$ groei vanuit een geboortemassa van 1,4 M$_\odot$). Dit staat in contrast met het model van Li et al. (2021) (Eddington-beperkt), waarbij NS's vaak een langdurige propeller-fase ingaan die massa-groei beperkt.
2. Reproductie van Bimodaliteit: De resultaten van de populatiesynthese reproduceren succesvol de waargenomen bimodale verdeling:
   • De piek bij $\sim$1,8 M$_\odot$: Deze piek ontstaat voornamelijk uit NS-binaria met donor-massa's $M_d < \sim$1,6 M$_\odot$ en baanperioden $P_{orb} < 20$ dagen. In deze systemen staat de massatransfer-snelheid efficiënte, quasi-evenwichtige sub-Eddington accretie toe over lange tijdschalen.
   • De piek bij 1,4 M$_\odot$: Deze piek wordt toegeschreven aan NS-systemen die evolutie via een gemeenschappelijke omhulling ondergaan (vaak met betrekking tot masserijkere donoren of specifieke baanconfiguraties), waarbij massa-groei minimaal is.
   • Hoog-massa staart: Systemen met intermediaire donor-massa's ($1,6 \le M_d \le 3,0$ M$_\odot$) en korte baanperioden kunnen voldoende materiaal accreteren om 2,1 M$_\odot$ te overschrijden.
3. Verdeling van de Spin-periode: Het model voorspelt NS-spin-perioden geconcentreerd tussen 1 ms en 15 ms voor lage-massa Röntgen-binaria (LMXB's). De resultaten zijn iets groter dan sommige observationele gegevens, wat de auteurs toeschrijven aan de aanname van een minimum magnetisch veld van $5 \times 10^8$ G, wat verhindert dat de accretieschijf te dicht bij het oppervlak van de NS uitstrekt.

Betekenis en Beweringen
Het artikel beweert dat de opname van fysica van super-Eddington accretie cruciaal is voor het verklaren van de hoog-massa piek in de massaverteiding van NS's. Door NS's in staat te stellen efficiënt te accreteren zelfs wanneer massatransfer-snelheden de Eddington-grens overschrijden, lost het model het discrepantie op tussen theoretische voorspellingen van lage massa-groei en de waargenomen populatie van massieve NS's. De auteurs stellen dat hun model een samenhangende fysische verklaring biedt voor de bimodale verdeling zonder exotische vormingskanalen voor de hoog-massa piek te vereisen, en wijzen deze in plaats daarvan toe aan standaard binaire evolutie met super-Eddington accretie.

Beperkingen en Onzekerheden
De auteurs erkennen verschillende onzekerheden in hun model:

• Accretie-efficiëntie: De aangenomen efficiëntie van 0,5 en de behandeling van massaverlies nabij de NS zijn vereenvoudigd.
• Verval van het Magnetisch Veld: Het vervalsnelheid en de minimumveldsterkte zijn parameters die de spin-evolutie en accretie-efficiëntie aanzienlijk beïnvloeden.
• Toestandvergelijking (EoS): Het traagheidsmoment is vastgesteld op $10^{45}$ g cm$^2$, wat dicht bij de ondergrens ligt. Variaties in de NS EoS kunnen het traagheidsmoment veranderen, wat de tijdschalen voor opsing en de overgang naar het propeller-regime beïnvloedt.
• Uitgesloten Kanalen: De studie kwantificeert niet de bijdrage van NS's die gevormd zijn via accretie-geïnduceerde instorting (AIC) of die geboren zijn met bimodale massaverteidingen, maar concentreert zich in plaats daarvan op NS's gevormd via standaard kerninstorting en daaropvolgende binaire evolutie.