連星ブラックホールGW190521は初代星起源か？
連星系・変光星研究会２０２０
発表者：谷川衝1
共同研究者：須佐元2, 吉田敬1, Alessandro A. Trani1, 衣川智弥
1, 聖川昂太郎1, 高橋亘3, 梅田秀之1
1東京大学，2甲南大学，3マックスプランク研究所•Tanikawa et al. (2020c, arXiv:2010.07616)

概要•

連星ブラックホール(BH-BH)，特にGW190521•

劣勢の孤立連星説•

初代星連星でGW190521を作れるか？

重力波とBH-BH•

2015年にBH-BHを初観測•

重力波の初検出•2019年秋までに40個以上のBHBHが観測（公表済）•

2020年春までの観測でその数はさらに増加（未公表）
incl. NS-NS,NS-BH

BH-BHの起源•

X線連星のBH質量: 5! − 15M⊙•

BH-BHのBH質量: 5! − 100M⊙•

両者の違いは？
•

金属量：種族II，種族III•形成場所：孤立連星，三連星，散開星団，球状星団，銀河中心•

組成：バリオン，ダークマター•などなど

X線連星のBHの質量分布(Casares et al. 2017)

BH-BHの質量分布 (Abbott et al. 2020)

GW190521
Abbott et al. (2020, PRL, 125, 101102)•

過去，最も重いBHの合体•+17!85+21
M
BHと!
66−14 ⊙−18M⊙ BH•

重い方のBHはMass gapと呼ばれる質量の範囲•孤立連星で作るのが難しいとされるBH-BH•

孤立連星説が劣勢に

Abbott et al. (2020, arXiv:2010.14533)

孤立連星説が劣勢の理由•対生成型超新星によるmass gapの形成

Mc,He /M⊙ ≲ 40
Mbh /M⊙ ≲ 40

Core collapse•

単星進化によるmass gapの緩和•連星進化によるmass gapの復活

40 ≲ Mc,He /M⊙ ≲ 60

Mbh /M⊙ ∼ 40

Partial disruption
60 ≲ Mc,He /M⊙ ≲ 130! − 130M⊙にBHの存在
40
しない範囲(mass gap)

No remnant

Complete disruption
Mc,He /M⊙ ≳ 130
Mbh /M⊙ ≳ 130

Direct collapse孤立連星説が劣勢の理由•••

対生成型超新星によるmass gapの形成
単星進化によるmass gapの緩和
連星進化によるmass gapの復活

小さいHeコアと大質量のMe,H ≳ 50M⊙

Mzams ∼ 90M⊙
Z ∼ 0.01Z⊙

Mbh ∼ 90M⊙

Weak stellar
wind

Mc,He ≲ 40M⊙

No PPI/PISN

Mass-gap BH

H外層を持った星がmassgapを一部補填Belczynski et al. (2020)

孤立連星説が劣勢の理由
10R⊙ 102 R⊙ 103R⊙ 104 R⊙

••
•

80M⊙

対生成型超新星によるmass gapの形成

40M⊙
20M⊙

10M⊙

単星進化によるmass gapの緩和

Tanikawa etal. (2020a)

連星進化によるmass gapの復活
Mzams ∼ 90M⊙

連星進化で必ず大質量のMe,H ≳ 50M⊙
Mc,He ≲ 40M⊙

H外層を失うため，massgapの補填が不可能

Mc,He ≲ 40M⊙

Mbh ≲ 40M⊙

∼ 100R⊙

星団説が優勢に
40M⊙

•球状星団

•

散開星団

•

銀河中心（AGNディスク）

•などなど

40M⊙

80M⊙

GW190521

150M⊙

70M⊙

我々の研究•

孤立連星説を精査•初代星ならどうか？

•

その不定性は？

初代星連星説の登場•!
85M⊙初代星の進化•恒星風による質量損失小•進化中の最大半径! ∼ 160R⊙••

伴星によるH外層の剥ぎ取りを回避

Heコア質量! ≲ 40M⊙
•85M⊙

対生成型超新星の回避

10R⊙

50R⊙

Farrell et al. (2020)

500R⊙

初代星進化モデルの不定性
Yoshida et al. (2019)•

初代星は未発見•

近傍星の進化モデルを外装して初代星進化モデルを構築•

近傍星の進化モデル•

M model•

天の川銀河の散開星団中のAB型星を使用(Ekstrom et al. 2012; Farrell et al. 2020)•

大マゼラン雲の早期B型星を使用 (Brottet al. 2011)
L model

101R⊙

102 R⊙ 103R⊙ 104 R⊙

80M⊙

!
80M
⊙ 初代星の最大半径••

M model: ! ∼ 40R⊙ (Farrellと同等)
L model: ! ∼ 3 × 103R⊙ (Yoonと同等)

40M⊙
20M⊙

Two Pop. IIImodels

10M⊙

Tanikawa et al. (2020c)

対流オーバーシュート•

オーバーシュートパラメータ:オーバーシュート

成層圏

f! ov ∼ 0.02 (Kippenhahn et al. 1990; 2012)−2z= D0 exp!
• D(z)
fov HP••

M model: !fov = 0.01•

L model: !fov = 0.03

対流圏

大きいオーバーシュートパラメータ(より効率的なオーバーシュート)•

主系列段階終了時のHeコア大•

主系列段階後の光度大•主系列段階後の半径大輻射外層

対流オーバーシュート

対流コア(将来のHeコア)

連星種族合成計算
計算例 (Belczynski et al. 2020)

101R⊙

102 R⊙ 103R⊙ 104 R⊙

80M⊙
40M⊙
20M⊙
10M⊙

Mass gap
BH
PPIPISN

Tanikawa et al. (2020c)

BHの質量分布••

M model•

最大質量：! ∼ 100M⊙•

連星相互作用でH外層を失わない•

GW190521を形成可能•

Farrell et al. (2020)の主張を支持

L model•

最大質量：! ∼ 50M⊙•

連星相互作用でH外層を失う•

GW190521の形成は不可能

対流オーバーシュートの大きさ次第
ではGW190521を形成可能

M model議論
初代星BHs
発生率

普通のBHs

別のmass gap mass gapの上∼ 50M⊙∼ 100M⊙

発生率

Yoshida et al. (2019)

M model(Tanikawa et al.
2020b)GW190521

普通のBHs

L model∼ 130M⊙

星団BHsmass gapの上∼ 50M⊙GW190521∼ 130M⊙

Primary BH mass近傍星のブルーループの有無

まとめ•

GW190521はmass gap BHを含むBH-BH•GW190521は孤立連星では形成不可能とされた•

対流オーバーシュートの大きさによっては，初代星でGW190521を作ることは可能•

将来的に初代星起源かどうか確かめる方法•!
100− 130M⊙あたりにmass gapが現れるかどうか•

近傍星の観測から対流オーバーシュートの大きさを精査