[論文レビュー] Massive black holes regulated by luminous blue variable mass loss and magnetic fields

J. H. Groh, Eoin Farrell+6 more|arXiv (Cornell University)|Dec 2, 2019

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 3被引用数 8

ひとこと要約

この論文は、太陽金属量における質量の大きなブラックホール（BH）の形成を、明るい青変星（LBV）の質量損失と表面磁場がどのように制御するかを調査している。85 M⊙ の星に対する Geneve 星間進化モデルを用いて、BH の原始質量が約70 M⊙ に達するためには、主系列後段階での質量損失率が 5 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 未満である必要があり、これは強力な磁場が質量損失を抑制するか、または LBV が通常より著しく低い率で質量損失する場合にのみ達成可能であることを示している。

ABSTRACT

We investigate the effects of mass loss during the main-sequence (MS) and post-MS phases of massive star evolution on black hole (BH) birth masses. We compute solar metallicity Geneva stellar evolution models of an 85 $M_{\odot}$ star with mass-loss rate ($\dot{M}$) prescriptions for MS and post-MS phases and analyze under which conditions such models could lead to very massive BHs. Based on the observational constraints for $\dot{M}$ of luminous stars, we discuss two possible scenarios that could produce massive BHs at high metallicity. First, if a massive BH progenitor evolves from the observed population of massive MS stars known as WNh stars, we show that its average post-MS mass-loss rate has to be less than $1\, imes10^{-5}\,M_{\odot}$/yr. However, this is lower than the typical observed mass-loss rates of luminous blue variables (LBV). Second, a massive BH progenitor could evolve from a yet undetected population of $80-85$ $M_{\odot}$ stars with strong surface magnetic fields, which could quench mass loss during the evolution. In this case, the average mass-loss rate during the post-MS LBV phase has to be less than $5\, imes10^{-5}\,M_{\odot}$/yr to produce 70 $M_{\odot}$ BHs. We suggest that LBVs that explode as SNe have large envelopes and small cores that could be prone to explosion, possibly evolving from binary interaction (either mergers or mass gainers that do not fully mix). Conversely, LBVs that directly collapse to BHs could have evolve from massive single stars or binary-star mergers that fully mix, possessing large cores that would favor BH formation.

研究の動機と目的

• 太陽金属量における非常に質量の大きなブラックホール（例：約70 M⊙）の形成を説明すること。これは、標準的な星間進化モデルの予測を上回る。
• 観測された明るい青変星（LBV）の質量損失率が、このような大質量BHの形成と整合するかどうかを評価すること。
• 質量の大きな星に存在する表面磁場が、質量損失を抑制し、超新星爆発を伴わずに直接ブラックホールを形成可能かどうかを調査すること。
• LBV が超新星と直接ブラックホール崩壊の両方の前身星であるという見かけ上の矛盾を解明すること。
• 連星相互作用とコア混合の役割が、質量の大きな星が LBV 阶殻を経てブラックホールか超新星残骸で終わるかを決定する仕組みを評価すること。

提案手法

• 主系列（MS）および主系列後段階（post-MS）の期間に、変動する質量損失パラメータを用いて、太陽金属量の 85 M⊙ 星の Geneve 星間進化モデルを計算する。
• 明るい星の観測された質量損失率（典型的な LBV 状態：約 10⁻⁴ から 10⁻³ M⊙ yr⁻¹）を適用し、観測された BH 質量に一致するように、より低い値をテストする。
• 主系列および主系列後段階の進化中に質量損失を抑制する磁場効果を模擬するため、磁気双極子表面磁場（最大 2 kG）をモデルに組み込む。
• 主系列風の Vink の質量損失規定を用い、磁化された星の質量損失が低下するように効率係数（fMS）を調整する。
• 主系列後段階の質量損失率および磁場強度の関数として、最終コア質量と残骸質量を分析する。
• モデル予測を、LB-1 系統および他の大質量BH候補からの観測的制約と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された明るい青変星（LBV）の質量損失率は、太陽金属量で約70 M⊙ のブラックホール原始質量を生じさせることができるか？
• RQ2 85 M⊙ の前身星が 70 M⊙ のブラックホールを形成するためには、主系列後段階でのどの程度の質量損失率が必要か？
• RQ3 質量の大きな星に強い表面磁場が存在すれば、質量損失を抑制し、超新星を伴わずに直接ブラックホールを形成可能か？
• RQ4 なぜ一部の LBV は超新星として爆発するが、他のものは直接ブラックホールに崩壊するのか？
• RQ5 連星相互作用（例：合体や質量供給）は、質量の大きな星のコア質量と進化経路にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 観測された WNh 星から進化する前身星が 70 M⊙ のブラックホールを形成するためには、主系列後段階での質量損失率が 1 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 未満である必要があり、これは通常の観測 LBV 状態よりも低い。
• 強力な表面磁場を持つ 80–85 M⊙ の仮想的星の集団から進化する前身星では、主系列後段階での質量損失率が 5 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 未満であれば、70 M⊙ のブラックホールを形成可能である。
• 2 kG の磁場は、主系列段階での質量損失を、Vink の質量損失規定の 33% 減少（fMS = 0.333）と同等のレベルにまで低下させることができる。
• 大質量ブラックホールの前身星に進化する星は、大きな完全に混合されたコアを持ち、LBV 階殻を避ける傾向がある。一方、コアが小さく、外層が大きな星は LBV 階殻を経て超新星として爆発する可能性がある。
• 仮説的な LB-1 ブラックホールの前身星は半径約 350 R⊙ を示し、その軌道半径（約 200 R⊙）を上回るため、ロッシュ・ローブの溢出を避けるために多孔質または構造的放射線外層が必要であると示唆される。
• 太陽金属量における非常に大質量ブラックホールの形成は、主系列後段階での低質量損失と、風駆動による質量損失を抑制する強力な磁場の存在にきわめて依存している。