[論文レビュー] The mass spectrum of compact remnants from the PARSEC stellar evolution tracks

Mario Spera, Michela Mapelli+1 more|arXiv (Cornell University)|May 19, 2015

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、PARSECの星の進化軌道と更新された超新星爆発モデルを組み合わせた人口合成コードSEVNを提示する。このコードは、コンパクト残骸の質量関数を予測する。低金属量環境では、PARSECにおける炭素酸化物コア質量が大きいため、ブラックホール質量が著しく高くなる。特にZ = 2×10⁻⁴で最大130 M⊙のブラックホールが予測される。質量損失が非常に質量の大きな星では支配的であり、超新星爆発のレシピが中性子星とブラックホールの遷移を決定づける。

ABSTRACT

The mass spectrum of stellar-mass black holes (BHs) is highly uncertain. Dynamical mass measurements are available only for few ($\sim{}10$) BHs in X-ray binaries, while theoretical models strongly depend on the hydrodynamics of supernova (SN) explosions and on the evolution of massive stars. In this paper, we present and discuss the mass spectrum of compact remnants that we obtained with SEVN, a new public population-synthesis code, which couples the PARSEC stellar evolution tracks with up-to-date recipes for SN explosion (depending on the Carbon-Oxygen mass of the progenitor, on the compactness of the stellar core at pre-SN stage, and on a recent two-parameter criterion based on the dimensionless entropy per nucleon at pre-SN stage). SEVN can be used both as a stand-alone code and in combination with direct-summation N-body codes (Starlab, HiGPUs). The PARSEC stellar evolution tracks currently implemented in SEVN predict significantly larger values of the Carbon-Oxygen core mass with respect to previous models. For most of the SN recipes we adopt, this implies substantially larger BH masses at low metallicity ($\leq{}2 imes{}10^{-3}$), than other population-synthesis codes. The maximum BH mass found with SEVN is $\sim{}$25, 60 and 130 M$_{\odot}$ at metallicity $Z =2 imes{} 10^{-2}$ , $2 imes{}10^{-3}$ and $2 imes{} 10^{-4}$ , respectively. Mass loss by stellar winds plays a major role in determining the mass of BHs for very massive stars ($\geq{}90$ M$_\odot{}$), while the remnant mass spectrum depends mostly on the adopted SN recipe for lower progenitor masses. We discuss the implications of our results for the transition between NS and BH mass, and for the expected number of massive BHs (with mass $>25$ M$_\odot{}$) as a function of metallicity.

研究の動機と目的

• 更新された星の進化および超新星爆発のレシピを用いて、星質量ブラックホールおよび中性子星の質量スペクトルをモデル化すること。
• 金属量および超新星爆発の物理的性質が、質量の大きなブラックホール（MSBH）の形成に与える影響を調査すること。
• 改善された星風による質量損失およびコア構造の影響が、残骸の質量分布に与える影響を評価すること。
• SEVNの予測を、既存の人口合成コードおよびコンパクト残骸質量に関する観測的制約と比較すること。
• 低金属量環境におけるX線連星系および重力波源への影響を評価すること。

提案手法

• SEVNは、旧モデルと比較して低金属量でより高い最終質量および炭素酸化物コア質量を予測するPARSEC星の進化軌道を統合する。
• 前身星のコンactさ、COコア質量、および超新星前段階における核子1個あたりの次元なしエントロピーを用いた最新の超新星爆発レシピを適用する。
• Fryer et al. (2012)、O’Connor & Ott (2011)、Ertl et al. (2015) の超新星モデルを用いて、降着と残骸質量の結果を決定する。
• 星風による質量損失は金属量依存のレシピを用いてモデル化され、特に90 M⊙以上の星において極めて重要である。
• 既知のX線連星ブラックホール質量と比較し、SSEおよびStarlabMMコードと照合することでコードを検証する。
• SEVNは単体で使用可能であり、Starlab や HiGPUs などのN体シミュレーションコードと連携してクラスターシミュレーションに利用可能である。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 PARSEC星の進化軌道は、従来のモデルと比較して、コンパクト残骸の予測質量にどのように影響を与えるか？
• RQ2 異なる超新星爆発レシピは、ブラックホールおよび中性子星の質量分布にどのような影響を与えるか？
• RQ3 単一星進化において、金属量が質量の大きなブラックホール（M > 25 M⊙）の形成にどのように影響を与えるか？
• RQ4 非常に質量の大きな星では、星風による質量損失がブラックホール質量にどの程度支配的か？
• RQ5 低金属量環境において、質量の大きなブラックホールによって駆動されるX線連星の割合は予測されるか？

主な発見

• Z = 2×10⁻⁴では、SEVNは最大130 M⊙のブラックホールを予測する。これはPARSECにおけるCOコア質量が大きいため、従来のモデルよりも顕著に高い。
• Z = 2×10⁻³では最大ブラックホール質量が約60 M⊙、Z = 0.02では約25 M⊙であり、金属量依存性が顕著に現れる。
• 前身星が90 M⊙以上の場合、質量損失は星風に起因し、超新星レシピに依存せず、最終的なブラックホール質量を支配する。
• 超新星爆発モデルは中性子星とブラックホールの遷移に強く影響を与える：急速な超新星またはSeBaレシピではギャップが予測されるが、遅延型超新星では滑らかな遷移が予測される。
• 低金属量においてSEVNは、SSEおよびStarlabMMと比較して、質量の大きな星質量ブラックホール（M > 25 M⊙）を5〜6倍多く生成する。特にZ ≤ 2×10⁻³で顕著である。
• SEVNのレシピを用いることで、低金属量のクラスタでX線連星が質量の大きなブラックホールによって駆動される割合が著しく高くなる可能性があり、重力波およびX線源の検出に影響を与える。