[论文解读] Hierarchical mergers in young, globular and nuclear star clusters: black hole masses and merger rates

Michela Mapelli, Filippo Santoliquido+5 more|arXiv (Cornell University)|Jul 29, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用 6

一句话总结

本研究利用快速蒙特卡洛模拟，对年轻星团、球状星团和核星团中的分层黑洞并合过程进行建模，结果表明，由于逃逸速度更高，核星团中分层并合的发生频率比球状星团或年轻星团高出10至100倍。该模型预测在金属丰度较低的环境中将形成中等质量黑洞以及处于对不稳定质量间隙的黑洞，尤其在核星团中可形成质量高达约1,000 M$_\odot$的黑洞。

ABSTRACT

Hierarchical mergers are one of the distinctive signatures of binary black hole (BBH) formation through dynamical evolution. Here, we present a fast Monte Carlo approach to simulate hierarchical mergers in nuclear star clusters (NSCs), globular clusters (GCs) and young star clusters (YSCs). Hierarchical mergers are orders of magnitude more common in NSCs than they are in both GCs and YSCs, because of the different escape velocity. In our fiducial model, the fraction of hierarchical mergers over all mergers is $\sim{}0.15$, $\sim{}6 imes{}10^{-3}$ and $\sim{}10^{-4}$ in NSCs, GCs and YSCs, respectively. The mass distribution of hierarchical BBHs strongly depends on the properties of first-generation BBHs, such as their progenitor's metallicity. In our fiducial model, we form black holes (BHs) with masses up to $\sim{}10^3$ M$_\odot$ in NSCs and up to $\sim{}10^2$ M$_\odot$ in both GCs and YSCs. When escape velocities in excess of 100 km s$^{-1}$ are considered, BHs with mass $>10^3$ M$_\odot$ are allowed to form in NSCs. Hierarchical mergers lead to the formation of BHs in the pair instability mass gap and intermediate-mass BHs (IMBHs), but only in metal-poor environments. In our fiducial model, at metallicity $Z\sim{}0.0002$, the fraction of BBH mergers with primary BH in the pair instability mass gap is $\sim{}7 imes{}10^{-3}$, $3 imes{}10^{-4}$ and $5 imes{}10^{-6}$ in NSCs, GCs and YSCs, respectively. In metal-poor NSCs, the fraction of BBH mergers with primary mass in the IMBH regime is $\sim{}5 imes{}10^{-4}$. The local BBH merger rate in our models ranges from $\sim{}10$ to $\sim{} 60$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$; hierarchical BBHs in NSCs account for $\sim{}10^{-2}- 0.2$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$, with a strong upper limit of $\sim{}10$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$.

研究动机与目标

• 研究年轻星团、球状星团和核星团中分层黑洞并合的普遍性及其特征。
• 确定星团逃逸速度和前身金属丰度如何影响通过分层并合形成大质量黑洞。
• 量化不同星团类型中中等质量黑洞和对不稳定质量间隙黑洞的形成速率。
• 评估分层并合对本地双黑洞并合率密度的贡献。
• 探索通过重复并合形成极端质量黑洞（>1000 M$_\odot$）的条件。

提出的方法

• 开发了一套快速蒙特卡洛模拟框架，用于模拟星团的动力学演化，包括双黑洞的形成与并合。
• 模型引入了与星团相关的逃逸速度，该参数对黑洞保留率及分层并合的可能性具有决定性影响。
• 黑洞质量基于初始质量函数和前身金属丰度计算，其中金属丰度（Z ~ 0.0002）被明确调整以评估其影响。
• 模拟追踪了第一代双黑洞的形成及后续的分层并合过程，包括通过重复合并导致的质量增长。
• 模型计算了单位体积和红移下的并合速率，输出结果以 Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$ 为单位，便于与观测数据对比。
• 特别评估了高逃逸速度（>100 km s$^{-1}$）对形成超大质量黑洞（>1000 M$_\odot$）的影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 核星团中的分层并合速率与球状星团及年轻星团相比如何？
• RQ2 逃逸速度在通过分层并合形成大质量黑洞过程中发挥何种作用？
• RQ3 分层并合对中等质量黑洞及对不稳定质量间隙黑洞形成有何贡献？
• RQ4 前身金属丰度如何影响分层双黑洞的质量分布与并合速率？
• RQ5 在不同星团环境中，预测的本地分层双黑洞并合速率是多少？

主要发现

• 由于逃逸速度更高，核星团中分层并合的发生频率比球状星团或年轻星团高出约10至100倍。
• 在基准模型中，核星团中分层并合占所有并合事件的约15%，球状星团中占约0.6%，年轻星团中仅占约0.01%。
• 核星团可形成质量高达约1,000 M$_\odot$的黑洞，而球状星团和年轻星团形成的黑洞质量上限约为100 M$_\odot$。
• 当逃逸速度超过100 km s$^{-1}$时，核星团可形成质量超过1,000 M$_\odot$的黑洞，从而实现极端质量黑洞的形成。
• 在金属丰度较低的环境（Z ~ 0.0002）中，核星团中约0.7%的双黑洞并合事件其主黑洞位于对不稳定质量间隙。
• 模型预测的本地双黑洞并合率范围为约10至约60 Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$，其中核星团中分层并合贡献约0.01至0.2 Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$。