银河系双中子星的自旋演化与质量分布

在银河系中探测到的双中子星总质量分布狭窄地集中在 $\sim2.6-2.7M_\odot$ 左右，而通过引力波探测到的双中子星并合事件 GW190425 具有显著更大的质量（$\sim3.4M_\odot$）。目前尚不清楚产生这一差异的原因。在本文中，我们利用改进的双星演化模型研究了双中子星的自旋演化及其对双中子星可观测性的影响，并纳入了各种相关的天体物理过程。我们发现，低质量双中子星中先诞生的中子星成分可以通过伴星的洛希瓣溢流吸积被加速为毫秒脉冲星，且其射电寿命可与哈勃时间相当。然而，大多数高质量双中子星的射电寿命比低质量双中子星短得多，因此通过射电辐射被探测到的概率较小。采用观测给出的银河系恒星形成和金属丰度演化历史，我们通过种群合成模型获得了存活下来的带有脉冲星成分的银河系双中子星，并发现它们在自旋周期-自旋周期导数（$P-\dot{P}$）图和轨道周期-偏心率（$P_{\rm orb}-e$）图上的分布能很好地与观测到的银河系双中子星相匹配。观测到的银河系双中子星的总质量分布也能被该模型匹配。在红移 $z\sim0$ 处并合的双中子星中有显著比例（$\sim19\%-22\%$）的质量 $\gtrsim3M_\odot$，这似乎与引力波观测相容。未来的射电观测可能会探测到更多银河系双中子星，这将对双中子星形成过程中的自旋演化施加强约束。