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球状星団に関する数値的研究

球状星团的数值研究

基本信息

批准号：
07J09302
负责人：
谷川衝
金额：
$ 1.15万
依托单位：
The University of Tokyo
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for JSPS Fellows
财政年份：
2007
资助国家：
日本
起止时间：
2007 至 2008
项目状态：
已结题

来源：
https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-07J09302/
关键词：
球状星団重力波中性子星連星 N体シミスレーション

项目摘要

連星中性子星は二つの中性子星からなる連星系である。連星中性子星の合体は重力波観測にとって有望な重力波源である。連星中性子星の形成数を求めることは、連星中性子星の合体による重力波の検出率を見積もる上で重要である。連星中性子星の形成過程は二つある。一つは連星系をなす二つの大質量星がそれぞれ超新星爆発を起こし中性子星となることである。もう一つは球状星団内で中性子星を一つ含む連星と単星の中性子星が近接遭遇を起こし、連星のうち中性子星でない星と単星の中性子星が交換されることである。一つ目の形成過程は銀河フィールドのどこでも起こりうるが、それぞれの星が超新星爆発を起こす際に、大部分の質量を失ってしまうため、連星として残る可能性が低い。二つ目の形成過程は球状星団内でしか起こらないが、球状星団内で起こる可能性は高い。過去の研究では、二つ目の形成過程で形成される連星中性子星の割合は全連星中性子星の10-20%にすぎないと結論している。しかし、これらの研究では、球状星団の力学進化の解法に解析的手法やモンテカルロシミュレーションを用いているため、球状星団内の連星中性子星形成率の見積もりが粗い。私はN体シミュレーションを用いて球状星団の力学進化を解き、より正確な連星中性子星形成率を求めた。現在の計算機の性能では、現実の星団の星の数に匹敵する粒子百万体の星団モデルのN体シミュレーションは不可能である。そのため粒子八千体から三万二千体の星団モデルのN体シミュレーションを行い、そこで形成された連星中性子星数を現実の球状星団に外挿した。その結果、比較的中心密度の高い球状星団では50億年あたり300個の連星中性子星が形成され、それらすべてが宇宙年齢よりはるかに短い時間で合体することが明らかになった。このように中心密度の高い星団は銀河系内に30個程度存在するため、球状星団起源で合体する連星中性子星は銀河系内で10000個存在することになる。これは観測から予想される銀河系内の連星中性子星の合体率に匹敵する。

Binary neutral substar である 2 らなる binary neutral substar らなる binary system である. The <s:1> gravitational wave 観 measurement of the combination of a neutral sub-star and a binary star suggests that にとって is expected to be a な source of gravitational waves である. Even the number of star Marco follini の form neutral を o めることは Marco follini の fit, even the star neutral による gravitational wave の検 rate を see product もるで important である. The formation process of a binary neutron star in a row is ある two あるある. A <s:1> を galaxy をなす two <s:1> <s:1> massive stars がそれぞれ supernova explosion を <s:1> a <s:1> neutral sub-star となるとであるとである. もう a つはで neutral trade within globular star 団を contains a つむ even star と単 star の neutral trade が close encounter を up こし, even the star のうち neutral trade でない star と単 star の neutral trade が exchange されることである. A formation つ mesh のは galactic フィールドのどこでも up こりうるが, それぞれ star のが supernova explosion 発を up こす interstate に, most の quality を lost ってしまうため, even the star として residual low がいる possibilities. The possibility of the formation process of the second <s:1> order <s:1> within the globular cluster, which starts from でらなががががが, and within the globular cluster, which starts from でる, is <s:1> high <e:1>. The past の research では formation, two つ mesh ので form される even star Marco follini の cut or neutral は 10-20% of the entire company star Marco follini の neutral にすぎないと conclusion している. しかし, これらの research では, globular star 団の mechanical evolution の solution に parsing methods やモンテカルロシミュレーションを with いているため, globular star の even within 団 star の neutral trade formation rate to see product もりが coarse い. Private は n-body シミュレーションを with いて globular star 団の mechanical evolution をき, よりな star Marco follini を formation rate and neutral link めた. Now の computer の performance では, now be star の団の star の number に match する particle millions of body star の団モデルの n-body シミュレーションは impossible である. Eight thousand body そのため particles から thirty-two thousand body star の団モデルの n-body シミュレーションをい, そこで form された even star Marco follini several を now be neutral の globular star 団に outside grip した. その, comparing the results of the center density high い globular star の団では 5 billion あたり 300 の even star Marco follini が form neutral され, それらすべてが universe years 齢よりはるかに short い fit time ですることが Ming らかになった. High density のいこのように center star 団は within the Milky Way にす 30 degree るため, globular star 団 origin fit でする even in our galaxy star Marco follini は neutral で 10000 exist することになる. <s:1> れ観観観 measure the combination rate of されるら and the neutral sub-stars of <s:1> consecutive stars in the される Milky Way に to match する.