[논문 리뷰] Modelling the host galaxies of binary compact object mergers with observational scaling relations

Filippo Santoliquido, Michela Mapelli외 2명|arXiv (Cornell University)|2022. 05. 10.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 162인용 수 36

한 줄 요약

이 논문은 관측된 스케일링 관계(예: 항성 질량 함수, 항성 형성률 분포, 금속성 관계(MZR 및 FMR))를 사용하여 이원 밀집 천체(BCO) 병합의 은하수 주변 은하를 모델링하는 빠른 수치 코드인 galaxyRate를 소개한다. 형성 은하(FG)와 주변 은하(HG)를 구분하며, BBH 및 BHNS 병합은 낮은 질량, 낮은 금속성 은하에서 형성되지만 고질량, 고금속성 은하에서 병합되며, BNS 병합은 고질량 은하에서 형성되고 병합됨을 보여준다. 모델은 국지적으로 BNS의 5–10%, BHNS의 15–25%, BBH의 15–35%가 수동 은하에서 발생한다고 예측한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 이원 밀집 천체(BCO)의 천체적 병합률 밀도를 모델링하고 관측된 스케일링 관계를 사용하여 주변 은하(HG)의 특성을 규명하는 것.
• BCO 형성에서 병합에 이르는 동안 주변 은하 특성(특히 질량, 항성 형성률(SFR), 금속성)이 어떻게 변화하는지 이해하는 데 있어 빈도가 있는 격차를 메우는 것.
• 다른 금속성 관계(MZR 대 FMR)와 항성 형성 주요 시퀀스 가정이 병합률 밀도 및 주변 은하 민족학적 특성에 미치는 영향을 정량화하는 것.
• 수동 은하가 BCO 병합을 수용하는 데 기여하는 정도를 평가하는 것, 특히 국지 우주에서의 기여도를 중심으로 한다.
• 우주의 시뮬레이션보다 계산 효율성이 높은 대체 방법을 제공하여 BCO 병합 매개변수 공간을 탐색하는 것.

제안 방법

• galaxyRate는 우주 시간에 따라 관측된 은하 항성 질량 함수와 SFR 분포를 기반으로 합성 은하를 생성한다.
• 적색편이에 따라 진화하는 MZR과 FMR을 사용하여 금속성을 추정한다.
• 신규로 개발된 조건부 확률 알고리즘을 통해 형성 은하(FG)와 주변 은하(HG)를 구분하며, BCO 지연 시간 동안의 은하 병합과 진화를 고려한다.
• 은하 질량 및 SFR 진화를 현실적으로 추적하기 위해 EAGLE 천체역학 시뮬레이션의 병합 트리 데이터를 사용한다.
• 최신 이원 인구 합성 시뮬레이션(mobse)에서 유도된 지연 시간을 포함하며, 공통-envelope 효율(α)과 금속성에 민감하다.
• 모델은 외부 카탈로그를 수용할 수 있어 타당한 BCO 병합 모델에 기반한 광범위한 매개변수 공간 탐색이 가능하다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 항성 형성 주요 시퀀스의 선택이 BBH, BHNS, BNS의 예측 병합률 밀도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 MZR와 FMR이 BCO 병합의 주변 은하 특성에 대해 얼마나 다른 예측을 내놓는가?
• RQ3 지연 시간 분포가 형성 은하 대비 주변 은하의 질량 및 SFR 진화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 BCO 병합 중 수동 은하에서 발생하는 비율은 얼마이며, 이 비율은 '수동'의 정의에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ5 예측된 BBH 병합률 밀도가 LVK GWTC-3 범위를 초과하는 이유는 무엇이며, 형성 채널 가정이 이에 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• MZR를 사용할 경우 FMR 대비 BBH 및 BHNS 병합률 밀도가 더 급격히 감소하는 경향이 있으며, 이는 FMR가 적색편이에 따라 금속성 감소 폭이 더 완만하기 때문이다.
• BBH 및 BHNS 병합은 낮은 질량, 낮은 금속성 은하에서 형성되지만 고질량, 고금속성 은하에서 병합되며, BNS 병합은 고질량 은하에서 형성되고 병합되며, FG와 HG의 특성이 유사하다.
• 모델은 국지적으로 BNS의 5–10%, BHNS의 15–25%, BBH의 15–35%가 수동 은하에서 발생한다고 예측하며, 이는 수동 은하 정의에 따라 달라진다.
• 예측된 BBH 병합률 밀도가 관측된 결과와 다를 수 있는 이유는 이원 진화 모델에서 과도하게 추정된 것 또는 역동적 형성 채널을 간과한 데 기인할 수 있다.
• 지연 시간 분포, 특히 공통-envelope 효율(α)에 따라 주변 은하 질량이 영향을 받는다. 긴 지연 시간(α = 5)은 은하 병합로 인해 더 질량이 큰 HGS를 초래하지만, 짧은 지연 시간(α = 1)은 낮은 질량 은하에서 더 많은 병합을 유도한다.
• BNS 병합률은 주변 은하 항성 질량과 강하게 상관되지만, BBH 및 BHNS의 경우 이와 같은 상관관계는 약하며, 특히 FMR 조건에서는 더욱 뚜렷하지 않다.