[論文レビュー] Evolution of Galactic Nuclei. I. orbital evolution of IMBH

Tatsushi Matsubayashi, Junichiro Makino+1 more|CERN Bulletin|Nov 29, 2005

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 45

ひとこと要約

本稿は、銀河潮汐場による星団の破壊後に中質量ブラックホール（IMBH）の軌道的進化を調査する。大規模N体シミュレーションを用いて、IMBHが局所星の質量と等しくなる半径（約0.01 pc）に達した際に動的減衰が停止し、軌道の離心率が増加することを示した。これにより重力波放射を介した中心超大質量ブラックホール（SMBH）との迅速な合体が促進され、合体 timescale が100万年未塔に短縮される。このため、DECIGO（年間約50件）およびLISA（年間5〜50件）による検出が可能となる。

ABSTRACT

Resent observations and theoretical interpretations suggest that IMBHs (intermediate-mass black hole) are formed in the centers of young and compact star clusters born close to the center of their parent galaxy. Such a star cluster would sink toward the center of the galaxy, and at the same time stars are stripped out of the cluster by the tidal field of the parent galaxy. We investigated the orbital evolution of the IMBH, after its parent cluster is completely disrupted by the tidal field of the parent galaxy, by means of large-scale N-body simulations. We constructed a model of the central region of our galaxy, with an SMBH (supermassive black hole) and Bahcall-Wolf stellar cusp, and placed an IMBH in a circular orbit of radius 0.086pc. The IMBH sinks toward the SMBH through dynamical friction, but dynamical friction becomes ineffective when the IMBH reached the radius inside which the initial stellar mass is comparable to the IMBH mass. This is because the IMBH kicks out the stars. This behavior is essentially the same as the loss-cone depletion observed in simulations of massive SMBH binaries. After the evolution through dynamical friction stalled, the eccentricity of the orbit of the IMBH goes up, resulting in the strong reduction in the merging timescale through gravitational wave radiation. Our result indicates that the IMBHs formed close to the galactic center can merge with the central SMBH in short time. The number of merging events detectable with DECIGO is estimated to be around 50 per year. Event rate for LISA would be similar or less, depending on the growth mode of IMBHs.

研究の動機と目的

• 母星団が銀河潮汐場によって破壊された後のIMBHの後続軌道的進化を特定すること。
• 重力波放射を介したIMBHと中心超大質量ブラックホール（SMBH）との合体timescaleを評価すること。
• 将来の重力波観測所（例：DECIGOおよびLISA）によって検出可能なIMBH-SMBH合体のイベントレートを推定すること。
• 損失コーンの枯渇および星の散乱が、IMBH軌道における離心率増加に果たす役割を調査すること。

提案手法

• SMBHおよびBahcall-Wolfe星のクラスタを含む銀河中心部の大規模N体シミュレーションを実施した。
• SMBHからの距離0.086 pcに円軌道上にIMBHを配置し、星団の破壊後の軌道的進化を追跡した。
• 動的減衰timescaleの式を用いた：$ t_{\text{fric}} \simeq \frac{2.38 \times 10^8}{\ln\Lambda} \left(\frac{r}{30~\text{pc}}\right)^2 \left(\frac{\sigma}{100~\text{km~s}^{-1}}\right) \left(\frac{10^5~M_\odot}{M_c}\right) $ yr。
• 重力波駆動型合体timescaleをPetersの式を用いてモデル化した：$ t_{\text{gr}} \simeq 6.3 \times 10^{13} F(e) \left(\frac{a}{0.01~\text{pc}}\right)^4 \left(\frac{M_S}{3 \times 10^6~M_\odot}\right)^{-2} \left(\frac{M_I}{3 \times 10^3~M_\odot}\right)^{-1} $ yr。
• 離心率の進化とその重力波放射効率への影響を分析した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 母星団が銀河潮汐場によって完全に破壊された後、IMBHの軌道的進化はどのように変化するか？
• RQ2 IMBHに対して動的減衰が無効となる半径はどのくらいで、その理由は何か？
• RQ3 離心率の増加が、IMBH-SMBH系の重力波合体timescaleにどのように影響を与えるか？
• RQ4 DECIGOおよびLISAによって検出可能なIMBH-SMBH合体の期待イベントレートは何か？また、SMBHの成長モードにどのように依存するか？

主な発見

• IMBHが局所星の質量と等しくなる半径（約0.01 pc）に達した時点で、動的減衰が停止し、IMBHの内向き移動が止まる。
• この半径で、IMBHは周囲の星を駆逐し始め、損失コーンの枯渇を引き起こし、軌道の離心率が著しく増加する。
• IMBH軌道の離心率は1に近づき、重力波合体timescaleが100万年未塔に短縮される。
• 離心率が1に近づくと、重力波駆動型合体timescaleが$<10^6$年まで低下し、SMBHとの迅速な合体が可能になる。
• DECIGOの推定イベントレートは年間約50件、LISAのレートはSMBHの成長モードに応じて年間5〜50件の範囲に達する。
• このメカニズムは、Sgr A*の近くで観測された高い離心率（例：S2（e ≈ 0.87））を、同様の星の散乱過程によって説明できる。