Wie überleben isolierte binäre Kompaktsysteme ihre Formationssupernovae?

Im weitesten Sinne versuche ich zu verstehen, wie sich ein Doppelsternsystem aus Schwarzen Löchern oder Neutronensternen aus isolierten Doppelsternsystemen mit massiver Masse bilden kann (dh anders als durch Migration innerhalb reicher BH/NS-Haufen) und insbesondere, wie diese sich darin bilden können die Beschränkungen, die beobachtete Fusionsraten zulassen. Ich hatte gehofft, dass diese Frage mir antworten würde, aber das tut sie nicht, weil mir klar wurde, dass ich nie eine Erklärung dafür gesehen habe, wie ein Doppelsystem überhaupt eine SN eines seiner Sterne überleben könnte.

Soweit ich weiß, glauben wir, dass ein Weg zu beobachteten BH/NS-Verschmelzungen ein binäres System massereicher Sterne ist. Dies ergibt ein Szenario von 2 massereichen Sternen in einem isolierten Doppelsystem, von denen einer einen Kernkollaps und Typ-2-SN erfährt. Die beiden Sterne müssen ziemlich nah beieinander sein (oder später gestört werden) und dürfen bei der Bildung eines der beiden kompakten Objekte nicht stark "getreten" werden, sonst könnten sie später nicht in der beobachteten Zeit verschmelzen. Sie haben wahrscheinlich auch ein ähnliches Alter (in derselben Wolke entstanden).

Aber in diesem Szenario

  • Wie überlebt der Stern, der als Zweiter kollabiert, es, von einem nahen SN in so kurzer Entfernung auseinandergerissen zu werden, und bleibt in einer ausreichend kleinen Umlaufbahn, von der wir wissen, dass sie passiert, da wir später die Verschmelzung zweier kompakter Objekte beobachten? Wie überlebt es strukturell und gewinnt angesichts der intensiven Flut von Neutrinos und anderer Energie/Teilchen, von denen einige bis in seinen Kern vordringen können, seine Stabilität in einer Form zurück, die für zukünftige SN fähig ist? Oder löst die erste SN direkt die zweite SN aus?

  • Selbst unter der Annahme, dass der zweite Stern mit genügend Masse und ungestörter Struktur für SN überlebt (oder direkt in SN getriggert wird), würde der übertragene Impuls von der ersten SN-Ejekta „vor seiner Haustür“ nicht ausreichen, um gleichzeitig das Binärsystem zu lösen oder das der von der zweiten SN übertragene Impuls ausreicht, um die erste NS/BH auszustoßen, so dass die beiden resultierenden kompakten Objekte kein binäres System mehr bilden?

Was lässt Sie glauben, dass eine Supernova genug Energie entfaltet, um einen Stern in den Weltraum zu treiben oder ihn vollständig wegzublasen? Es ist viel Energie, aber nicht so viel.
Das erste SN setzt nicht nur eine große Energiemenge ein, die in der Lage ist, Impuls zu übertragen (obwohl je nach System nur etwa <10% eines Raumwinkels auf den anderen Stern übertragen werden), sondern verliert auch einen erheblichen Teil davon Aufgrund seiner Masse, also nach SN, bewegen sich die beiden Sterne zu schnell, um ihre Umlaufbahn beizubehalten, und werden sowieso dazu neigen, sich zu trennen, und die zum Lösen benötigte Energie wird auch erheblich geringer sein. Ich bin mir bei meinen Berechnungen nicht sicher genug, um herauszufinden, ob diese die meisten oder nur einige binäre massive Systeme oder die Auswirkungen auf den 2. Stern lösen.
@J.Chomel Supernova-Explosionen können ziemlich asymmetrisch sein, und einige Neutronensterne erhalten einen erheblichen Schub von diesem einen bekannten Beispiel, dem Pulsar B1508+55 .
@J.Chomel Wie PM 2Ring sagte, wurden Pulsar-Kicks in mehreren Neutronensternen beobachtet. Dasselbe Phänomen tritt in einigen Schwarzen Löchern auf.
Auch muss der SN den Stern nicht wegpusten oder abbinden. Wenn die Energien (die asymmetrisch angelegt werden) ausreichen, um den Stern im Allgemeinen oder seinen Kern oder vielleicht sogar seine Hülle oder Fusionsprozesse zu destabilisieren (die SN-Ausgabe enthält einen Anteil, der in den Kern seines Begleiters eindringt und mit ihm interagieren kann), das könnte ausreichen und eine niedrigere Schwelle haben.
Ich habe meine Antwort gelöscht, weil eine richtige Antwort kompliziert ist. Manchmal ist die Binärdatei gestört, manchmal nicht. Es gibt viele Arbeiten und theoretische Modelle/Berechnungen. Zu viel Arbeit, um dem bei dieser Gelegenheit auf den Grund zu gehen.

Antworten (1)

OK, hier ist, was ich mit ein wenig Recherche zusammensetzen konnte (nicht wirklich mein Gebiet, also kann ich ein paar Dinge falsch machen).

Die kurze Antwort ist eine Kombination aus: A) Es ist ziemlich schwierig, einen massereichen Stern tatsächlich durch eine benachbarte Supernova zu stören, und die beiden Sterne sind anfangs nicht so nahe beieinander; und B) Viele komplizierte Effekte aufgrund der binären Wechselwirkung.

Ich konzentriere mich auf das scheinbar beste derzeitige Modell zur Bildung eines kompakten Doppelneutronensternsystems (DNS) – eines mit einem ausreichend kleinen Abstand in den resultierenden Neutronensternen, so dass die Emission von Gravitationswellen bewirken kann, dass sie darin verschmelzen ein paar Milliarden Jahre – was in diesem Artikel von Tauris et al. . Es sieht ein bisschen so aus:

  1. Es bildet sich ein massives Doppelsternsystem mit mäßiger Trennung ( nicht so eng wie die endgültige DNS-Binärdatei sein wird).

  2. Der Primärstern (anfangs massereicher) entwickelt sich schneller, bis zu dem Punkt, an dem er sich ausdehnt und seinen Roche-Lappen füllt, was zu einem Massentransfer zum Sekundärstern führt.

  3. Dies bedeutet, dass der Primärteil an Masse verliert, während der Sekundärteil an Masse gewinnt. Wenn also der Primärstern das Supernova-Stadium erreicht, hat er weniger Masse in seiner Hülle zum Ausstoßen – und der Begleitstern könnte jetzt der massereichere der beiden sein.

  4. Der Primärkern kollabiert und erzeugt das erste SN. Dies wird den Begleiter wahrscheinlich nicht zerstören; es könnte das System stören – nicht so sehr, weil der Begleiter viel getreten wird, sondern weil der NS-Überrest eine geringere Masse hat als der Primärstern vor SN, und er wahrscheinlich einen Kick von Explosionsasymmetrien bekommt. Denken Sie jedoch daran, dass der Begleitstern jetzt möglicherweise massereicher ist, sodass die Gravitationsstörung geringer ist.

  5. Der Begleitstern entwickelt sich und dehnt sich aus, um seinen Roche-Lappen zu überfüllen, was zu einer Phase der "gemeinsamen Hülle" führt, in der sich die NS tatsächlich innerhalb der äußeren Hülle des Begleitsterns befindet.

  6. Gemeinsame Hüllphase führt zu

    A. Signifikante Schrumpfung der Umlaufbahn, wenn die NS dynamische Reibung erfährt;

    B. Auswurf eines Großteils der äußeren Hülle des Begleitsterns.

  7. Das System ist jetzt viel kompakter, mit einem NS und einem abgespeckten Helium-Stern-Begleiter.

  8. Möglicher weiterer Massentransfer vom Begleiter auf den Neutronenstern, was zu einer noch geringeren Hülle um den Begleiter und einer noch geringeren Masse führt.

  9. Der Kern des Begleiters kollabiert und verursacht ein zweites SN. Dies hat wenig Auswirkung auf den ersten NS (dh den ehemaligen Primärstern), da der NS ein sehr kleines Ziel mit extremer Dichte und Oberflächengravitation ist: sehr schwer zu stören. Außerdem hat der Begleiter an dieser Stelle nur sehr wenig Umschlag zum Auswerfen übrig.

Einige Kernpunkte:

  • Die Binärdatei beginnt mit einer deutlich breiteren Trennung als die endgültige DNS haben wird, sodass die Auswirkungen der ersten SN auf den Begleiter weniger extrem sein werden, als Sie sich vorstellen können.

  • Der Massentransfer (und Auswurf) während des Roche-Überlaufs und der gemeinsamen Hüllenstadien entfernt Masse von den Sternen, was bedeutet, dass weniger Hülle ausgeworfen werden muss, wenn ein SN startet (so dass es dem anderen Stern / NS weniger Schaden zufügt) und auch dem SN Der Auswurf einer Sternhülle hat keinen starken Einfluss auf die Gravitationsbindungsenergie, da weniger Hülle ausgestoßen werden muss.

Dieses Papier von Liu et al. (2015) präsentiert einige moderne Simulationen der Wirkung einer SN-Druckwelle auf einen nahen Begleitstern. Es erweist sich als ziemlich schwierig, den Begleiter zu stören: Selbst bei relativ kleinen Abständen verliert der Begleiter nur etwa 10 % seiner Masse, und dies geht mit zunehmendem Abstand auf wenige Prozent oder weniger zurück. (Denken Sie daran, dass der Begleiter selbst ein massereicher Stern ist, der sich höchstwahrscheinlich noch auf der Hauptreihe befindet und daher relativ kompakt ist und eine hohe Oberflächengravitation aufweist.)

Kann die Explosion den Begleitstern wegstoßen ? Wahrscheinlich nicht sehr viel : Auch hier ist der Begleitstern selbst ziemlich massereich – vielleicht massereicher als der ursprüngliche Primärstern wegen des Massentransfers in Stufe 2 (oben) – also ist es schwierig, ihn herumzuschieben.

Klingt plausibel. Ich denke, wenn der erste Stern, der zusammenbricht, einen kleinen Tritt bekommt, wird er den Begleiter mit sich ziehen, es sei denn, die Trittgeschwindigkeit ist größer als die Fluchtgeschwindigkeit.
Lesen der beiden zitierten Artikel, die relevant und interessant sind. Ich denke, ein Teil der Frage ist, dass es eine Energie / einen Effekt geben sollte, der weitaus geringer ist als der, der für die Unterbrechung / das binäre Lösen benötigt wird, der die Umlaufbahn ausreichend verändert, um eine Verschmelzung in der gesehenen Zeit zu verhindern oder die Verschmelzungsprozesse des Partners zu stören (macht das Flut von Neutrinos wirken, wenn sie im Gegensatz zu EM den Kern des Partners erreichen?). Es ist also nicht so einfach wie "nicht genug Energie, um die Binärdatei zu lösen oder den anderen Stern zu zerstören" - ein viel geringerer Effekt würde ausreichen, um zu verhindern, dass sich später in der gesehenen Zeit ein doppeltes kompaktes System bildet.
@Stilez - Grob gesagt tritt der Energiebeitrag von Neutrinos innerhalb des SN bei Radien nach außen auf ∼ 100 km. Aber der Begleitstern ist in einer Entfernung von, sagen wir, ∼ 0,1 AU. Dies bedeutet, dass der Neutrinofluss (nach dem Gesetz des umgekehrten Quadrats) um einen Faktor von verdünnt wird ∼ 10 10 bis es den Begleitstern erreicht. Die Neutrinos werden also nicht annähernd die Wirkung auf den Begleiter haben, die sie innerhalb ihrer übergeordneten Supernova haben.
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