Formation and coalescence  of double neutron star binaries

Tomek Bulik (University of Warsaw)Dorota Rosinska (CAMK, VESF Fellow)Stefan Osłowski (Swinburne University)

Krzysztof Belczynski (Los Alamos)

   

Double neutron stars

● Very small population, radio observations● Perhaps a subpopulation of short GRBs● GW sources● How do DNS form?● What mew can we learn from observations of 

coalescences in GW?● What are  the populations seen in GW?

   

The radio sample

   

The StarTrack code

●  Single stellar evolution: kicks, masses, radii, structure

● Evolution of binaries: mass transfers, supernovae, orbits

● Used to investigate compact object binaries: gamma­ray bursts, gravitational wave sources, X­ray binaries, inidividual binaries, X­ray transients, supernovae Ia, ...  

● Tested  on observed binaries● Developed and maintained by K.Belczynski

   

Formation of NSNS binaries

Classical path

Possible role of helium star common envelope phases.

   

Pulsar evolution: initial pulsar properties

● Inital spin: adopt a value of Pini

=10ms

● Starting magnetic field: drawn from the interval B=1011 to 1012 Gauss

● Initial orbits implied by the binary evolution 

   

Single pulsar evolution

● Assume the braking index n=3, and use standard dipole formula

● Magnetic field decay with characteristic timescale of  20 Myrs – treated as parameter

● No decay below 108 Gauss● Radio luminosity and  death lines

   

Pulsar evolution: mass transfers in binaries

● Exponential magnetic field decay due to the accreted mass – mass scale 0.025 or 0.05 M

sun 

● Spin up in Roche Lobe overflow ● Final spin determined by orbital frequency at 

the Alfven surface● Yes/No ­ spin up in common envelope ● Magnetic field decay in common envelopes● No magnetic field decay after mass transfer

   

Pulsar evolution: orbits

● Orbit changes during mass transfer episodes (pre NSNS stage)

● Strong tightening in common envelope● Orbit decay due to gravitational wave emission

   

The P – Pdot diagram

● Death lines● Spin up line● Hubble line● Single pulsar track

Pulsars below Hubble line – magnetic field decrease in MT

   

Population model

● Constant star formation rate● Population as seen today● Observability proportional to the time spent in a 

given phase● Evolution in the Galactic potential: velocities 

from binary evolution, positions

   

Comparison with 

observations

Stadard model with Md=0.05

Contours of highest probablity

Likelihood function

   

Remaining models:SP­ initial mass spectrum continuous, small Md

HP­ Spin up in common envelopes

   

Pulsar masses

   

Pulsar masses – model SP

   

Pulsar masses ­ model HP

   

Conclusions

● Difficult to model both  P – Pdot and the mass distribution

● Evidence for non equal mass binaries● Simulations must take into account 0.8<q<1● GW observations may  reveal a different 

population of DNS ● Masses of merging DNS carry information 

about formation and evolution of these systems

   

Radio vs GW

● Radio observability:– Radio Luminosity– Radio Loud Lifetime – Galactic Distribution

● GW observability– Chirp mass– Coalescence times

Selection effects are widely different.

Can the observed populations be different?

   

The  masses of the radio sample1

0.9

0.8

0.7

0.9

0.8

0.7