[논문 리뷰] Massive black holes regulated by luminous blue variable mass loss and magnetic fields

J. H. Groh, Eoin Farrell외 6명|arXiv (Cornell University)|2019. 12. 02.

Pulsars and Gravitational Waves Research참고 문헌 3인용 수 8

한 줄 요약

이 논문은 태양 금속성에서 거대 블랙홀(BH) 형성에 있어 밝은 파란 변이성(LBV)의 질량 손실과 표면 자기장이 어떻게 영향을 미치는지 조사한다. 85 M⊙ 별의 제네바 별진화 모델을 사용하여, 약 70 M⊙의 BH 탄생 질량을 얻기 위해서는 주계열 이후 질량 손실률이 5 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 이하여야 하며, 이는 강한 자기장이 질량 손실을 억제하거나 LBV가 비정상적으로 낮은 손실률을 보일 때에만 달성 가능하다.

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.

연구 동기 및 목표

• 표준 별진화 모델에서 예측하는 것보다 높은 태양 금속성에서 매우 거대한 블랙홀(예: 약 70 M⊙) 형성 메커니즘을 설명하기 위해.
• 관측된 밝은 파란 변이성(LBV)의 질량 손실률이 이러한 거대 BH 형성과 일치하는지 평가하기 위해.
• 거대 별에서 표면 자기장이 질량 손실을 억제하고, 초신성 폭발 없이 직접 블랙홀 형성 가능성을 연구하기 위해.
• 초신성 폭발과 직접 블랙홀 붕괴를 모두 유도하는 LBV 간의 명백한 모순을 해결하기 위해.
• 이중성 상호작용과 핵혼합이 거대 별이 LBV 단계를 거쳐 블랙홀 또는 초신성 잔여물로 끝나는지 결정하는 데 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 주계열(MS) 및 주계열 이후 단계에서 변동하는 질량 손실 규정을 적용한 태양 금속성의 85 M⊙ 별에 대한 제네바 별진화 모델을 계산하기 위해.
• 밝은 별에서 관측된 질량 손실률(예: 일반적인 LBV 손실률 ~10⁻⁴에서 10⁻³ M⊙ yr⁻¹)을 적용하고, 관측된 BH 질량과 일치하기 위해 낮은 값도 테스트하기 위해.
• 주계열 및 주계열 이후 진화 동안 질량 손실 억제를 시뮬레이션하기 위해 모델에 이중극 표면 자기장(최대 2 kG)을 통합하기 위해.
• 주계열 풍속에 대한 Vink 질량 손실 규정을 사용하고, 자기장이 있는 별에서 질량 손실이 감소하는 것을 시뮬레이션하기 위해 효율 인자(fMS)를 조정하기 위해.
• 주계열 이후 질량 손실률과 자기장 강도에 따른 최종 핵 질량 및 잔여 질량을 분석하기 위해.
• 모델 예측을 LB-1 시스템 및 기타 거대 BH 후보자들로부터의 관측 제약 조건과 비교하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 관측된 밝은 파란 변이성(LBV)의 질량 손실률이 태양 금속성에서 약 70 M⊙의 BH 탄생 질량을 생성할 수 있는가?
• RQ2 85 M⊙ 원천이 주계열 이후 단계에서 어떤 질량 손실률을 가져야 70 M⊙ 블랙홀을 형성할 수 있는가?
• RQ3 거대 별에서 강력한 표면 자기장이 질량 손실을 억제하고, 초신성 없이 직접 블랙홀 형성 가능성을 제공할 수 있는가?
• RQ4 왜 일부 LBV는 초신성으로 폭발하는 반면, 다른 일부는 직접적으로 블랙홀로 붕괴하는가?
• RQ5 이중성 상호작용(예: 융합 또는 질량 수령자)은 거대 별의 핵 질량과 진화 경로에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 관측된 WNh 별에서 진화하는 원천이 70 M⊙ 블랙홀을 형성하기 위해서는 주계열 이후 질량 손실률이 1 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 이하일 필요가 있으며, 이는 일반적인 관측된 LBV 손실률보다 낮다.
• 강한 표면 자기장을 지닌 80–85 M⊙ 별의 가상 인구에서 진화하는 원천의 경우, 주계열 이후 질량 손실률이 5 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 이하이면 70 M⊙ 블랙홀 형성에 충분하다.
• 2 kG의 자기장은 주계열 단계 동안 질량 손실을 Vink 질량 손실 규정의 33% 감소(즉, fMS = 0.333)와 유사한 수준으로 감소시킬 수 있다.
• 거대 블랙홀 원천으로 진화하는 별들은 대개 큰 완전 혼합 핵을 가지며 LBV 단계를 피할 가능성이 높은 반면, 더 작은 핵과 더 큰 외곽층을 가진 별들은 LBV 단계를 통과하고 초신성로 폭발할 가능성이 높다.
• 가장 가능성 있는 LB-1 블랙홀 원천은 약 350 R⊙의 반경을 가지며, 이는 궤도 반경(~200 R⊙)을 초과한다. 이는 Roche 루프 오버를 피하기 위해 다공성 또는 구조화된 복사적 외곽층이 필요함을 시사한다.
• 태양 금속성에서 매우 거대한 블랙홀 형성은 주계열 이후 단계에서 낮은 질량 손실과, 바람에 의한 질량 손실을 억제하는 강력한 자기장 존재에 의해 결정적으로 영향을 받는다.