[論文レビュー] Black Holes and Pulsar Binaries

Steinn Sigurðsson|arXiv (Cornell University)|Mar 13, 2003

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、ブラックホール-パルサー（BH-PSR）連星が、場（フィールド）および球状銀河団の両方で星の進化と動的相互作用によって形成され、質量転送と再活性化を経て形成されるフィールド型BH-MSP系が、近い将来に観測される可能性が最も高いと提案している。主な結果は、再活性化パルサーがブラックホールのまわりの閉じた軌道に長期間存在するため、1つのこのような系が今世紀内に検出される予測である。

ABSTRACT

Stellar mass black holes are formed in the field, and are observed in binaries. Population synthesis estimates for the formation of BH-PSR binaries suggest these may be observed, but with very large formal uncertainties in the formation rate. In globular clusters, exchanges and binary interactions present more channels for BH-PSR formation, while ejection through recoil can remove a large fraction of the initial black hole population. A BH-PSR system ought to be observed in the near future, most likely in a globular cluster.

研究の動機と目的

• 銀河系のフィールドおよび球状銀河団におけるブラックホール-パルサー連星の形成率と観測可能性を推定すること。
• 動的相互作用、ネイタルキック、および連星進化の役割がBH-PSR系の集団に与える影響を評価すること。
• 特に球状銀河団において、BH-PSR連星を検出するための最も有望な観測チャネルを特定すること。
• 反動によるブラックホールの噴出が、高密度星間環境におけるBH-PSR系の生存に与える影響を評価すること。
• 今後の検出に役立つ、軌道の離心率、半長径、パルサーの回転といった観測可能な性質と形成メカニズムの関連を結びつけること。

提案手法

• 初期質量関数、連星率、ネイタルキック分布に関する仮定を組み込んだ星の集団合成モデルを用いて、BH-PSR連星の形成率を推定する。
• 球状銀河団内の動的進化は、3体および連星-連星衝突を模擬するモンテカルロシミュレーションによりモデル化され、ブラックホールの噴出および交換プロセスに注目する。
• 噴出されたパルサー連星の反動速度と軌道パラメータを、エネルギーと運動量保存則を用いて形成歴を制約する。
• 硬化と重力波反動を経て軌道進化を追跡し、噴出後の動的およびコアリラクゼーション時間に基づいて寿命を推定する。
• 調査されたパルサー数からの統計的予測を導出し、検出率を約10−4/パルサー程度に推定する。
• 理論的モデルを、特に連星系におけるMSPを含む観測された中性子星およびパルサー集団にキャリブレーションする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 フィールドにおけるブラックホール-パルサー連星の予想される形成率は何か？また、金属量およびネイタルキック分布に依存するか？
• RQ2 球状銀河団における動的相互作用が、BH-PSR系の生存と観測可能な特徴に与える影響は何か？
• RQ3 BH+PSRまたはBH+MSPの形成チャネルのどちらがより検出可能な系を生じるか？その理由は何か？
• RQ4 PSR NGC6752Aの観測された性質は、ブラックホールまたはブラックホール連星を伴う強い反動による動的噴出によって説明可能か？
• RQ5 今世紀内にBH-PSR連星を検出する可能性はどの程度か？どの銀河団環境が最も有望な観測条件を提供するか？

主な発見

• 質量転送と再活性化を経て形成されるフィールド型BH-MSP連星は、約5,000〜10,000個のパルサーに1つ程度の割合で観測可能であると予測され、今世紀内に検出される可能性が非常に高い。
• 再活性化パルサーの寿命が長く（τ ≥ 10^9年）、BH+MSPチャネル（タイプII）がBH+PSRチャネル（タイプI）よりも観測可能な系を生じやすい。
• 球状銀河団では、反動によるブラックホールの噴出が、ブラックホールの大部分を除去するが、生存する系は通常質量が大きく、中心部にあり、しばしば連星状態である。
• PSR NGC6752Aは、強い反動イベントを伴う銀河団コアからの噴出によって形成された歴史と整合的であり、やや高い質量のブラックホールまたはブラックホール連星が関与している可能性が高く、速度は6σを超える。
• 球状銀河団には3種類のBH-PSR系が存在しうる：(I) 大きな質量を持つIMBH-MSP連星は、質量の大きな銀河団での交換によって形成される、(II) 中程度密度の銀河団における標準的なBH-MSP連星、(III) コア崩壊銀河団におけるNS-NS合体によって形成される低質量BH-MSP系。
• 最も有望な検出シナリオはGC-IIである：中程度密度の銀河団で交換によって形成されたBH-MSP連星であり、コアからずれているが、10^8年程度のスケールで観測可能である。