[論文レビュー] Young Star Clusters Dominate the Production of Detached Black Hole-Star Binaries

Ugo N Di Carlo, Poojan Agrawal+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 22, 2023

Astronomy and Astrophysical ResearchPhysics and Astronomy被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、若年星団（SCs）がのんびりしたブラックホール-星（BH-star）連星の形成において、孤立した連星進化よりも単位星形成量あたり約40倍も効率が良い主要な形成経路であることを示している。N体シミュレーションと集団合成を用いて、銀河系の約20万個のBH-star系のうち約81％がSCs内で動的形成されたと予測されており、Gaia BH1とGaia BH2は、金属量が高く質量の大きな星団内で動的過程によって形成された可能性が最も高い。

ABSTRACT

The recent discovery of two detached black hole-star (BH-star) binaries from Gaia's third data release has sparkled interest in understanding the formation mechanisms of these systems. We investigate the formation of these systems by dynamical processes in young open star clusters (SCs) and via isolated binary (IB) evolution, using a combination of direct $N$-body models and population synthesis simulations. By comparing dynamical and isolated systems created using the same model of binary stellar evolution, we find that dynamical formation in SCs is nearly 40 times as efficient per unit of star formation at producing BH-star binaries compared to IB evolution. We expand this analysis to the full Milky Way (MW) using a FIRE-2 hydrodynamical simulation of a MW-mass galaxy. Even assuming that only $10\%$ of star formation produces SCs with masses $> 1000\,\mathrm{M_{\odot}}$, we find that the MW contains $\sim 2 imes 10^5$ BH-star systems, with approximately 4 out of every 5 systems being formed dynamically. Many of these dynamically-formed systems have larger orbital periods, eccentricities, and black hole masses than their isolated counterparts. For binaries older than 100 Myr, we show that any detectable system with $e\gtrsim0.5$ or $M_{ m BH}\gtrsim 10\,\mathrm{M_{\odot}}$ can only be formed through dynamical processes. Our MW model predicts between 61 and 210 such detections from the complete DR4 Gaia catalog, with the majority of systems being dynamically formed in massive and metal-rich SCs. Finally, we compare our populations to the recently discovered Gaia BH1 and Gaia BH2, and conclude that the dynamical scenario is the most favorable formation pathway for both systems.

研究の動機と目的

• 最近のGaia DR3の発見を踏まえて、銀河系におけるのんびりしたブラックホール-星連星の支配的形成メカニズムを特定すること。
• 若年星団（SCs）における動的形成と孤立連星（IB）進化の両者がBH-star系をどれほど効率的に生成するかを比較すること。
• Gaia DR3および将来のデータリリースにおけるBH-star連星の内在的集団と検出可能数を予測すること。
• Gaia BH1およびGaia BH2の軌道的性質が孤立連星進化と整合するか、それとも動的形成を要するかを評価すること。

提案手法

• 若年オープン星団の3,000回のN体シミュレーションを実施し、星団内でのBH-star連星の動的形成をモデル化した。
• 同じ星進化モデルを用いて、孤立連星進化の集団合成シミュレーションを実施し、直接比較を可能にした。
• 銀河系質量の銀河を対象としたFIRE-2流体力学的シミュレーションを用いて、星団全体の銀河的集団とその星形成をモデル化した。
• 将来のデータリリースにおける検出確率を、Gaiaの位置測定精度と観測選択関数に基づいてキャリブレーションした。
• シミュレートされた軌道パラメータ（周期、離心率、質量）を、Gaia BH1 や Gaia BH2 などの観測対象と比較した。
• 年齢および明るさのカットを適用し、Gaia DR3および将来のデータリリースにおける検出可能集団を推定した。

Figure 1: The orbital period vs parallax SNR, $\omega/\sigma_{\omega}$ are shown for BH-star binaries formed in clusters (red) and in isolated binaries (blue) from all of our $100$ MW-like simulation realizations. Dots show BH-MS binaries and crosses show BH-Giant binaries. The dashed black like sho

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 若年星団における動的形成と孤立連星進化の両方が、のんびりしたBH-star連星を生成するにあたり、どの程度の相対的効率を示すか？
• RQ2 銀河系のBH-star連星集団のうち、何パーセントが星団内の動的プロセスによって形成されたか？
• RQ3 Gaia BH1およびGaia BH2の軌道的性質は、孤立連星進化モデルと整合するか、それとも動的形成を要するか？
• RQ4 Gaia DR3および将来のデータリリースで検出可能と予想されるBH-star連星の数はどの程度で、その検出可能なサンプルの大部分を占める形成チャネルは何か？
• RQ5 高離心率や高いBH質量といった観測的特徴（例：e ≳ 0.5 または M_BH ≳ 10 M☉）は、動的形成されたBH-star連星と孤立連星を区別する強力な指標となるか？

主な発見

• 若年星団内での動的形成は、孤立連星進化に比べ、単位星形成量あたり約40倍も効率が良い。
• 推定される約20万個の銀河系のBH-star系のうち、約81％が星団内の動的形成によって生成されたと予想され、残りの19％が孤立連星進化によって形成された。
• 銀河系には内在的に約20万個のBH-star連星が存在し、その大部分が質量が大きく金属量の高い若年星団で形成された。
• Gaia DR3で検出可能な7つのBH-star連星すべてが動的チャネルに起因すると予測され、将来の検出の83％が動的形成によるものになると予想される。
• 離心率 e ≳ 0.5 あるいはブラックホール質量 M_BH ≳ 10 M☉ である検出可能なすべての系は、動的プロセスによって形成されたに違いない。したがって、これらの特徴は動的起源を強く示唆する。
• Gaia BH1およびGaia BH2は、その軌道的性質が孤立連星進化モデルと整合しないことから、動的形成シナリオによって最もよく説明される。

Figure 2: Orbital parameters of systems in the intrinsic population. From top to bottom we show the distributions of binary orbital periods, eccentricities, stellar masses $M_{*}$ , and BH masses $M_{\mathrm{BH}}$ , with SC binaries shown in red lines and IB shown in blue lines. Solid lines represen