[論文レビュー] Close pairs: keys to comprehension of the evolution of star clusters

D. Vanbeveren|ArXiv.org|Sep 18, 2009

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、近接連星系が、中質量ブラックホール形成、遅延型超新星Iaの発生率、二重中性子星合体、および球状星団内の化学的自己増幅といった星団進化を理解する上で極めて重要であると提唱する。更新された星風質量損失モデルを用いたN体シミュレーションにより、MGG 11のような高密度クラスタではランウェイ合体が中質量ブラックホールを形成可能であることが示され、また、二重中性子星合体の遅延時間分布が銀河系におけるユーロプチウムの進化と一致する。これは、それらが主要なr過程生成源である可能性を示唆している。

ABSTRACT

In this review I first summarize why binaries are key objects in the study of stellar populations, key objects to understand the evolution of star clusters, key objects to understand galaxies and thus the universe. I then focus on 4 specific topics: 1. the formation (via binaries) and evolution of very massive stars in dense clusters and the importance of stellar wind mass loss. I discuss preliminary computations of wind mass loss rates of very massive stars performed with the Munich hydrodynamical code, and the influence of these new rates on the possible formation of an intermediate mass black hole in the cluster MGG 11 in M82 2. the evolution of intermediate mass binaries in a starburst with special emphasis on the variation of the SN Ia rate (the delayed time distribution of SN Ia). A comparison with SN ia rates in elliptical galaxies may provide important clues on the SN Ia model as well as on the evolution of the SN Ia progenitors 3. the evolution of the double neutron stars mergers in a starburst (the delayed time distribution of these mergers) and what this tells us about the suggestion that these mergers may be important production sites of r-process elements 4. the possible effect of massive binaries on the self-enrichment of globular clusters.

研究の動機と目的

• MGG 11のような高密度星団において、近接連星が中質量ブラックホールをどのように形成するかを調査すること。
• 星爆発環境におけるSN Iaイベントの遅延時間分布を理解し、それらが前身星モデルに与える含意を解明すること。
• 観測されたユーロプチウムの進化を制約として用い、二重中性子星合体がr過程元素をどれほど生成するかを評価すること。
• RLOFおよび共通エンvelope進化といった質量損失メカニズムを通じて、巨大連星が球状星団における化学的自己増幅を可能にするメカニズムを探索すること。

提案手法

• ミュンヘンの流体力学的コードから得た更新済みの風質量損失率を組み込んだ、自己整合的星の進化を含むN体シミュレーション。
• ブリュッセル集団コードを用いた連星集団合成モデルにより、SN Iaおよび二重中性子星合体の遅延時間分布（DTD）を計算。
• 巨大連星におけるRLOF／共通エンベロープ／スパイラルイン質量損失シナリオを組み込み、極端な回転を必要としない低金属量・低速度の質量噴出を可能にする。
• 太陽系近傍における観測されたユーロプチウム進化と、二重中性子星合体のシミュレートされたDTDを比較し、r過程生成の妥当性を検証。
• Salpeter初期質量関数と、二重星質量比、公軌道周期、共通エンベロープ効率（α = 1）のパラメータ化分布を用いる。
• 超新星爆発時のキック速度分布（v_kick ≈ 450 km/s）を適用し、連星の破壊と合体生存確率を評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 MGG 11のような高密度クラスタにおけるランウェイ星合体が中質量ブラックホールの形成をもたらす可能性があるか。また、ミュンヘンコードからの更新済み風質量損失率はこのプロセスにどのように寄与するか。
• RQ2 星爆発環境におけるSN Iaの遅延時間分布は、楕円銀河における観測とどのように一致するか。これによりSN Iaの前身星モデルにどのような含意が生じるか。
• RQ3 星爆発環境における二重中性子星合体の時間的進化は、銀河系における観測されたユーロプチウムの時間的変化とどの程度一致するか。これにより、それらがr過程生成源としての役割を果たす可能性があるか。
• RQ4 球状星団における巨大連星が、高速回転を必要としない条件下でも、自己増幅を可能にする有効なメカニズムを提供できるか。

主な発見

• ミュンヘンコードからの更新済み風質量損失率を用いたMGG 11のシミュレーションにより、中質量ブラックホール形成への現実的な道筋が示唆された。
• 星爆発環境における二重中性子星合体の遅延時間分布は、太陽系近傍における観測されたユーロプチウム進化とよく一致しており、それらが重要なr過程生成源である可能性を支持する。
• シミュレーションにより、30%の中質量星が短周期連星にいる場合、10^6 M⊙の星爆発環境で10,000～15,000件のSN Iaが発生しうることが示された。これは、星団集団における連星進化の重要性を強調する。
• 巨大連星におけるRLOF／共通エンベロープ／スパイラルイン質量損失シナリオは、高速回転を必要としない低速度でのCNO処理物質の噴出を可能にし、球状星団における化学的自己増幅の代替的で現実的なメカニズムを提供する。
• α = 1およびv_kick = 450 km/sの集団合成モデルから導かれた二重中性子星合体のDTDは、初期に急激なピークを示し、観測されたEu濃度上昇と整合的である。
• 本研究は、二重星相互作用プロセスによる効率的で低速度の質量噴出を可能にするため、巨大連星が球状星団における自己増幅を駆動する上で単一星よりも効果的である可能性を示唆している。