二重高密度星の進化論的起源と合体過程

双致密星的演化起源与合并过程

基本信息

批准号：
04234203
负责人：
野本憲一
金额：
$ 1.28万
依托单位：
The University of Tokyo
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas
财政年份：
1992
资助国家：
日本
起止时间：
1992 至无数据
项目状态：
已结题

项目摘要

本研究では,強い重力波の発生源の有力候補として考えられているもののうちで,中性子星同士が作っている連星系の進化の最後に,中性子星同士が合体する場合に焦点をあてた。まず,観測されている連星パルサーの中で、中性子星同士の系と考えられるものをとりあげ,どのような連星系がどのような進化を経ると,観測されているような連星系が形成されうるのか,そのパラメータ依存性を明らかにした。そして,中性子星同士の初期の距離はどの程度のものが期待できるか,そのような連星系の発生率はどのくらいか,といった重力波検出の可能性に関係した量を推定した。この場合,連星系を構成している星の質量交換過程で系からあふれるガスの持ち出す角運動量とか,爆発の際の非球対称度などがパラメータとなる。星が超新星爆発を起こす場合,爆発後の連星系の状態を決める上で,連星中のヘリウム星の質量と中性子星の質量との関係が大切な量になるが,それは次のように推定した。まず,タイプIb/Ic超新星は連星系にできた比較的質量の小さいヘリウム星というモデルを採用する。その光度曲線をよく説明するからである。連星パルサーや二重中性子星の多くは,タイプIb/Ic超新星の段階をへて形成されるとする。それは,質量の小さいヘリウム星が超新星爆発を起こしても,連星系は壊れにくいためである。一方,タイプIb/Ic超新星の観測とモデルの比較から,ヘリウム星の質量と爆発後に残される中性子星の質量との関係が以前よりずっと高い精度で求めらた。この関係を使うことによって,観測されているような連星系が実現するために,これらのパラメータに対する制限がつけられ,連星パルサーの形成シナリオがより定量的に議論できた。

在这项研究中，我们重点研究了中子星在双星系统演化结束时合并的情况，该系统被认为是强引力波源的有力候选者。首先，我们将研究观测到的双星脉冲星，这些脉冲星被认为是中子星之间的系统，然后解释什么样的双星系统应该演化，什么样的演化会导致观测到的双星系统的形成，并阐明其参数依赖性。。然后，我们估计了与探测引力波的可能性相关的数量，例如中子星之间的预期初始距离和此类双星系统的发生率。在这种情况下，参数包括组成双星系统的恒星在质量交换过程中从系统溢出的气体所进行的角动量，以及爆炸时的非球面对称程度。当恒星爆炸为超新星时，双星中氦星质量与中子星质量之间的关系是确定爆炸后双星系统状态的重要量，可以估计为遵循。首先，我们采用 Ib/Ic 型超新星模型：在双星系统中形成的相对低质量的氦星。这是因为它很好地解释了光变曲线。假设大多数双脉冲星和双中子星是通过 Ib/Ic 型超新星阶段形成的。这是因为即使质量较小的氦星作为超新星爆炸，双星系统也不会轻易被摧毁。另一方面，通过比较Ib/Ic型超新星的观测结果和模型，氦星的质量与爆炸后留下的中子星的质量之间的关系得到了比以前更高的精度确定。利用这种关系，对这些参数进行约束，以实现观测到的双星系统，并且可以更定量地讨论双星脉冲星的形成场景。