[論文レビュー] Star cluster ecology III: Runaway collisions in young compact star clusters

Simon Portegies Zwart, Junichiro Makino+2 more|arXiv (Cornell University)|Dec 1, 1998

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 24

ひとこと要約

本稿は、R 136のような若い凝縮星団における恒星の暴走的衝突を、星の進化と物理的衝突を自己無撞撚的に組み込んだN体シミュレーションで調査している。質量分離と連星形成のおかげで、衝突率は断面積の推定値をはるかに上回り、その結果、観測可能な青色準巨星類似天体が形成される。恒星の核心部では、3〜4 Myrのうちに100 M☉を超える単一の巨大星が繰り返し合体によって急速に成長する。

ABSTRACT

The evolution of young compact star clusters is studied using N-body simulations in which both stellar evolution and physical collisions between stars are taken into account. The initial conditions are chosen to represent R136, a compact star cluster in the 30 Doradus region of the Large Magellanic Cloud. The present runs do not include the effects of primordial binaries. We find that physical collisions between stars in these models are frequent, and that the evolution of the most massive stars and the dynamical evolution of the cluster are closely coupled. In all cases, a single star grows steadily in mass through mergers with other stars, forming a very massive (>100 Msun) star in less than 3-4 Myr. The growth rate of this runaway merger is much larger than estimates based on simple cross-section arguments, mainly because the star is typically found in the core and tends to form binaries with other massive stars there. The runaway is ``rejuvenated'' by each new collision, and its lifetime is extended considerably as a consequence. Observationally, such a star will appear in the Hertzsprung-Russell diagram as a blue straggler. When the runaway forms a black hole, the binary in which it is found is usually dissociated.

研究の動機と目的

• 若い凝縮星団（R 136など）における星の運動論的相互作用と衝突の相互作用を調査すること。
• 物理的衝突が、凝縮した星団コア部で非常に巨大星（>100 M☉）を形成できるかどうかを調査すること。
• 星の質量損失が、暴走的合体プロセスに与える影響と、その観測可能性（青色準巨星やブラックホールとしての特徴）を評価すること。
• 衝突率を定量化し、凝縮環境においてなぜ単純な断面積推定値をはるかに上回るのかを解明すること。

提案手法

• 時間積分に4次ハンナートスキームを用いたkira積分法を用いたStarlab環境内でのN体シミュレーション。
• 主系列星の可変的質量損失を含む星の進化パラメータを組み込み、感度を検証するための3種類の定式化を用いた。
• 凝縮コア領域における3体相互作用と重力的焦点効果を介した恒星衝突および連星形成の明示的取り扱い。
• 12,000個の星に達する大規模N体系における効率的な重力力計算のため、GRAPE-4ハードウェアの使用。
• 動的摩擦と質量分離のモデル化により、巨大星がコア部へ移動する過程を追跡。
• 暴走的合体生成物のコア崩壊に続く連星解体とブラックホールの噴出を分析。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 R 136のような若い凝縮星団で、数百万年以内に暴走的恒星衝突が非常に巨大星（>100 M☉）を形成できるか？
• RQ2 なぜシミュレーションにおける観測された衝突率が、単純な断面積推定値よりも著しく高いのか？
• RQ3 主系列星段階における星の質量損失が、暴走的合体生成物の形成と生存に与える影響は何か？
• RQ4 このような衝突生成物から期待される観測的特徴（青色準巨星やX線連星など）は何か？
• RQ5 連星形成と質量分離が、凝縮星団コア部における衝突確率をどの程度高めるか？

主な発見

• 1つの星が3〜4 Myr以内に繰り返し衝突を経て120 M☉を超える巨大な物体へと成長し、暴走的合体によって形成される。
• シミュレーションにおける衝突率は、単純な断面積推定値の10倍以上に達しており、主にコア部における質量分離と連星形成によるものである。
• 暴走的合体は、各新しい衝突によって「再生」され、崩壊が遅れ、孤立した星の進化予測よりも長寿命に続く。
• 最も巨大な星は通常コア部に位置し、他の巨大星と近接連星を形成しており、これにより有効な衝突断面積が増加する。
• 強い主系列段階の質量損失があっても、暴走的合体プロセスは継続するが、若干弱まっている。
• 暴走的合体がブラックホールに崩壊する際、通常は密な連星状態にあり、崩壊に伴い解体され、その後質量分離によって再びコア部に捕獲される。