[論文レビュー] Modelling the host galaxies of binary compact object mergers with observational scaling relations

Filippo Santoliquido, Michela Mapelli+2 more|arXiv (Cornell University)|May 10, 2022

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 162被引用数 36

ひとこと要約

本稿では、観測的なスケーリング関係（星の質量関数、星形成率分布、金属量関係（MZRおよびFMR））を用いて、二重コンパクト物体（BCO）合体の宿主銀河をモデル化する高速な数値コード galaxyRate を紹介する。形成銀河（FGs）と宿主銀河（HGs）を区別し、BBHおよびBHNS合体は低質量・低金属量の銀河で形成され、高質量・高金属量の宿主で合体するが、BNS合体は両方とも高質量銀河で形成および合体する。モデルは、局所的宇宙において5–10%のBNS、15–25%のBHNS、15–35%のBBH合体が、被動銀河で発生すると予測する。

ABSTRACT

The merger rate density evolution of binary compact objects and the properties of their host galaxies carry crucial information to understand the sources of gravitational waves. Here, we present galaxyRate, a new code that estimates the merger rate density of binary compact objects and the properties of their host galaxies, based on observational scaling relations. We generate our synthetic galaxies according to the galaxy stellar mass function. We estimate the metallicity according to both the mass-metallicity relation (MZR) and the fundamental metallicity relation (FMR). Also, we take into account galaxy-galaxy mergers and the evolution of the galaxy properties from the formation to the merger of the binary compact object. We find that the merger rate density changes dramatically depending on the choice of the star-forming galaxy main sequence, especially in the case of binary black holes (BBHs) and black hole neutron star systems (BHNSs). The slope of the merger rate density of BBHs and BHNSs is steeper if we assume the MZR with respect to the FMR, because the latter predicts a shallower decrease of metallicity with redshift. In contrast, binary neutron stars (BNSs) are only mildly affected by both the galaxy main sequence and metallicity relation. Overall, BBHs and BHNSs tend to form in low-mass metal-poor galaxies and merge in high-mass metal-rich galaxies, while BNSs form and merge in massive galaxies. We predict that passive galaxies host at least ~5-10%, ~15-25%, and ~15-35% of all BNS, BHNS and BBH mergers in the local Universe.

研究の動機と目的

• 二重コンパクト物体（BCO）の宇宙的合体率密度をモデル化し、観測的なスケーリング関係を用いてその宿主銀河（HG）の性質を特徴づけること。
• BCOの形成から合体までの間、宿主銀河の性質（特に質量、星形成率（SFR）、金属量）がどのように進化するかを理解する空白を埋めること。
• 異なる金属量関係（MZR 対 FMR）および星形成メインシーケンスの仮定が、合体率密度および宿主銀河の人口統計に与える影響を定量化すること。
• 被動銀河がBCO合体の宿主として果たす貢献、特に局所的宇宙における貢献を評価すること。
• BCO合体パラメータ空間を探索するための、宇宙論的シミュレーションの代替として計算的に効率的な手法を提供すること。

提案手法

• galaxyRate は、宇宙の時間的経過に伴う観測された銀河の星の質量関数およびSFR分布に基づいて、合成銀河を生成する。
• 赤方偏移に依存する進化を伴う、質量-金属量関係（MZR）および基本的金属量関係（FMR）を用いて金属量を推定する。
• 銀河合体やBCO遅延時間に伴う銀河進化を考慮し、形成銀河（FG）と宿主銀河（HG）を区別するための新規な条件付き確率アルゴリズムを導入する。
• 銀河質量およびSFRの進化をリアルistically追跡できるように、EAGLE宇宙論的シミュレーションの合体木を用いる。
• 最新の二重星集団合成シミュレーション（mobse）から得た遅延時間を取り入れ、共通エンvelope効率（α）および金属量に感度を示す。
• モデルは柔軟性を有し、物性的BCO合体モデルからの外部カタログを受け入れられ、広範なパラメータ空間の探索が可能である。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星形成メインシーケンスの選択が、BBH、BHNS、BNSの予測合体率密度にどのように影響するか？
• RQ2 MZRとFMRが、BCO合体の宿主銀河性質について、どの程度異なる予測をもたらすか？
• RQ3 遅延時間分布が、形成銀河と比較して宿主銀河の質量およびSFRの進化にどのように影響するか？
• RQ4 BCO合体の何パーセントが被動銀河に発生するか？これは「被動銀河」という定義にどのように依存するか？
• RQ5 予測されたBBH合体率密度がLVK GWTC-3の範囲よりも高い理由は何か？また、形成チャネルの仮定がその要因として果たす役割は何か？

主な発見

• MZRを用いた場合、FMRを用いた場合よりもBBHおよびBHNSの合体率密度が急激に低下する。これはFMRが赤方偏移とともに金属量の低下をより緩やかに予測するためである。
• BBHおよびBHNS合体は低質量・低金属量の銀河で形成されるが、高質量・高金属量の宿主銀河で合体する。一方、BNS合体は両方とも高質量銀河で形成および合体し、FGとHGの性質が類似している。
• モデルは、被動銀河で局所的宇宙において5–10%のBNS、15–25%のBHNS、15–35%のBBH合体が発生すると予測する。これは被動銀河の定義に依存する。
• 予測されたBBH合体率密度と観測値との乖離は、二重星進化モデルの過大評価、または動的形成チャネルの無視に起因する可能性がある。
• 遅延時間分布は、共通エンvelope効率（α）に依存し、HGの質量に影響を与える。長い遅延（α = 5）では、銀河合体の影響を受けてより質量の大きなHGが形成されるが、短い遅延（α = 1）では低質量銀河でより多くの合体が発生する。
• BNS合体率は宿主銀河の星の質量と強く相関するが、BBHおよびBHNSではこの相関が弱く、特にFMR下では顕著である。