[논문 리뷰] The mass spectrum of compact remnants from the PARSEC stellar evolution tracks

Mario Spera, Michela Mapelli외 1명|arXiv (Cornell University)|2015. 05. 19.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 1인용 수 6

한 줄 요약

이 논문은 PARSEC 별진화 궤적과 업데이트된 초신성 폭발 모델을 결합한 인구합성 코드인 SEVN을 제시한다. 이는 밀도 높은 잔여물의 질량 스펙트럼을 예측한다. 저금속도에서 블랙홀 질량이 크게 증가한다—Z = 2×10⁻⁴일 때 최대 130 M⊙까지—이는 PARSEC에서 더 큰 탄소-산소 핵 질량을 유도하기 때문이다. 매우 거대한 별에서는 질량 손실이 지배적이며, 초신성 조건이 중성자별-블랙홀 전이를 결정한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 최신 별진화 및 초신성 폭발 규정을 사용하여 별질량 블랙홀과 중성자별의 질량 스펙트럼을 모델링하기.
• 금속도와 초신성 폭발 물리학이 거대 블랙홀(MSBH) 형성에 미치는 영향을 조사하기.
• 향상된 별풍 질량 손실과 핵 구조가 잔여물 질량 분포에 미치는 영향 평가하기.
• SEVN 예측을 기존 인구합성 코드와 관측된 밀도 높은 잔여물 질량 제약 조건과 비교하기.
• 저금속도 환경에서 X선 이진계 및 중력파 소스에 대한 함의 평가하기.

제안 방법

• SEVN은 이전 모델보다 저금속도에서 더 높은 최종 질량과 탄소-산소 핵 질량을 예측하는 PARSEC 별진화 궤적을 통합한다.
• 초기 단계에서의 조밀성, CO 핵 질량, 그리고 비차원적 핵자 질량 당 엔트로피를 기반으로 최신 초신성 폭발 조건을 적용한다.
• Fryer 등(2012), O’Connor & Ott(2011), Ertl 등(2015)의 초신성 모델을 사용해 낙착 및 잔여물 질량 결과를 결정한다.
• 금속도에 따라 변하는 질량 손실 규정을 사용하여 별풍 질량 손실을 모델링하며, 특히 90 M⊙ 이상의 별에서 매우 중요하다.
• 기존 X선 이진계 블랙홀 질량과 비교하여 검증되었으며, SSE 및 StarlabMM 코드와도 비교되었다.
• SEVN은 독립적으로 사용하거나 Starlab 및 HiGPUs와 같은 N체 코드와 연계하여 군집 시뮬레이션에 활용할 수 있도록 설계되었다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 PARSEC 별진화 궤적이 이전 모델에 비해 밀도 높은 잔여물의 예측 질량에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 다른 초신성 폭발 조건이 블랙홀과 중성자별의 질량 분포에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 단일별 진화에서 금속도가 거대 블랙홀(M > 25 M⊙) 형성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 매우 거대한 별에서 별풍 질량 손실이 블랙홀 질량에 얼마나 기여하는가?
• RQ5 저금속도 환경에서 거대 블랙홀에 의해 구동되는 X선 이진계의 비율은 얼마인가?

주요 결과

• Z = 2×10⁻⁴일 때, SEVN은 최대 130 M⊙의 블랙홀 질량을 예측하며, 이는 PARSEC에서 더 큰 CO 핵 질량으로 이어지기 때문에 이전 모델보다 현저히 높다.
• Z = 2×10⁻³일 때는 최대 블랙홀 질량이 약 60 M⊙이며, Z = 0.02일 땐 약 25 M⊙로, 강한 금속도 의존성이 나타난다.
• 90 M⊙ 이상의 원형 별에서 질량 손실은 초신성 조건과 무관하게 최종 블랙홀 질량을 지배한다.
• 초신성 폭발 모델은 중성자별과 블랙홀 간 전이에 큰 영향을 미친다: 빠른 초신성 또는 SeBa 조건은 갭을 예측하지만, 지연된 초신성 조건은 부드러운 전이를 암시한다.
• 저금속도에서 SEVN은 SSE 및 StarlabMM보다 5~6배 더 많은 거대 별질량 블랙홀(M > 25 M⊙)을 생성한다. 특히 Z ≤ 2×10⁻³일 때 두드러진다.
• SEVN의 조건을 사용할 경우, 저금속도 군집에서 X선 이진계 중 거대 블랙홀에 의해 구동되는 비율이 상당히 높을 수 있으며, 이는 중력파 및 X선 소스 탐지에 함의를 가진다.