[論文レビュー] A new mechanism for massive binary black hole coalescences

Kimitake Hayasaki|arXiv (Cornell University)|May 22, 2008

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 1

ひとこと要約

本稿では、原始星系回り円盤の降着と二重星系-円盤共鳴相互作用を組み合わせることで、巨大二重ブラックホール（BBH）合体を促進する新しいメカニズムを提案する。角運動量の抽出（円盤相互作用による）と追加（質量移動による）のバランスが合体スケールを決定づける。質量移動が臨界値未満の場合、BBHはハッブル時間以内に崩壊・合体し、大多数の巨大BBHに対して最終パーセク問題を解決する。

ABSTRACT

It is still unknown how the BBH evolves after its semi-major axis reached to the sub-parsec/parsec scale where the dynamical friction with the neighboring stars is no longer effective (the so-called the final parsec problem). In this paper, we propose a new mechanism by which the massive BBH can naturally coalesce within a Hubble time. We study the evolution of the BBH with triple disks which are composed of an accretion disk around each black hole and one circumbinary disk surrounding them. While the circumbinary disk removes the orbital angular momentum of the BBH via the binary-disk resonant interaction, the mass transfer from the circumbinary disk to each black hole adds some fraction of its angular momentum to the orbital angular momentum of the BBH. We find that there is a critical value of the mass-transfer rate where the extraction of the orbital angular momentum from the BBH is balanced with the addition of the orbital angular momentum to the BBH. The semi-major axis of the BBH decays with time whereas the orbital eccentricity of the BBH grows with time, if the mass transfer rate is smaller than the critical one, and vice versa. Its evolutionary timescale is characterized by the product of the viscous timescale of the circumbinary disk and the ratio of the total black hole mass to the mass of the circumbinary disk. Since a minimum value of the critical mass-transfer rate is larger than the Eddington accretion rate of massive black holes with masses in the 10^{6}M_{sun} to $10^{9}M_{sun} range, it is promising that the critical mass-transfer rate is larger than the mass transfer rate. Most of massive BBHs, therefore, enable to merge within a Hubble time by the proposed mechanism, which helps to solve the final parsec problem.

研究の動機と目的

• 動的摩擦が効果的でないために、二重ブラックホールがパーセク未満の距離で停止するという最終パーセク問題を解決すること。
• 三重ディスク系（原始星系回り円盤＋二つの降着円盤）における角運動量交換が、急速な合体を引き起こすかどうかを調査すること。
• 巨大BBHがハッブル時間以内に合体する条件を特定すること。
• BBH系における角運動量の損失と増加をバランスさせる臨界質量移動率を同定すること。

提案手法

• BBH系を三重ディスク構造に埋め込まれた系としてモデル化：各ブラックホールの周囲に個別の降着円盤と、原始星系回りの円盤を含む。
• 二重星系-円盤共鳴相互作用による角運動量交換をシミュレートし、BBHの軌道的角運動量を抽出する。
• 原始星系回り円盤から各ブラックホールへの質量移動を組み込み、BBH軌道に角運動量を追加する。
• 角運動量の損失と増加がバランスする臨界質量移動率を計算し、系の進化の運命を決定づける。
• 原始星系回り円盤の粘性時​​間と、ブラックホールと円盤の質量比を用いて合体スケールを推定する。
• 臨界質量移動率がEddington降着率と比較して物理的に現実的かどうかを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 三重ディスク系における角運動量交換は、巨大BBHをハッブル時間以内に合体へと導くことができるか？
• RQ2 BBH系における角運動量抽出と追加をバランスさせる臨界質量移動率は何か？
• RQ3 質量移動率が臨界値を上回るか下回るかに応じて、軌道の長半径と離心率はどのように変化するか？
• RQ4 Eddington制限降着を考慮した場合、10⁶–10⁹ M☉の巨大ブラックホールに対して、臨界質量移動率は物理的に達成可能か？
• RQ5 このメカニズムは、巨大BBHの集団に対して、最終パーセク問題をどの程度解消できるか？

主な発見

• 質量移動率が臨界値未満の場合、BBHの長半径は減少し、離心率は増加する。これにより、急速な合体が促進される。
• 質量移動率が臨界値を超えると、BBHの長半径は増加し、離心率は減少する。その結果、合体が遅れる。
• 合体スケールは、原始星系回り円盤の粘性時定数と、全ブラックホール質量と円盤質量の比の積に比例する。
• 10⁶–10⁹ M☉の範囲にある巨大ブラックホールでは、臨界質量移動率がEddington降着率を超えるため、物理的に現実的である。
• 実際の質量移動率が通常臨界閾値未満であるため、大多数の巨大BBHはこのメカニズムによりハッブル時間以内に合体すると予想される。
• 自然なディスク駆動角運動量交換により効率的な合体が可能になることから、このメカニズムは最終パーセク問題の有効な解決策を提供する。