第三の恒星の経年的な離心率の変化から隠されたブラックホール連星を明らかにする

見えないBHBを見ようとして望遠鏡を覗き込んだら第三の恒星の動きが見えたので中心のブラックホール連星の軌道、質量、重力波を発生する合併の時期まで分かる。以下、機械翻訳。
第三の恒星の経年的な離心率の変化から隠されたブラックホール連星を明らかにする
2022年7月20日
ブラックホール連星（BHB）の周りを周回する太陽型星のダイナミクスをほぼ研究しています
コプレーナシステム。の成長と大幅な振動を促すことができる新しい効果を提示します
システムが「近点移動共鳴」に遭遇したときの恒星軌道の離心率、
ここで、外側の恒星軌道の近点移動速度は、内側のBHBのそれと一致します。 The
離心率励起では、内側のバイナリがゼロ以外の離心率と不均等な質量を持つ必要があります。
同一平面上にないトリプルでも作成できます。恒星の経年変動を示します
離心率の変化によって引き起こされる軌道のアポセンターは、次の場合にGaiaで検出できる可能性があります。
内側のBHBはLISAソースであるため、BHBの存在に関する特徴的なプローブを提供します。
はじめに。—約90個のダブルコンパクトオブジェクト
合併イベントは、最初の3回の観測実行でLIGO-VirgoKAGRAコラボレーションによって検出されました
[1]。恒星質量ブラックホール連星（BHB）の合併を生み出す手段には、さまざまな形成チャネルと環境が含まれます。それらのいくつかは、孤立したバイナリ進化[2–10]、化学的に均質な進化です
[11–14]、およびガスディスクにおける多体進化
活動銀河核の[15–30]。さらに、あります
密集したクラスターでの強い重力散乱のいずれかを伴う動的チャネルのさまざまなフレーバー
[31–41]、フォン・ザイペル-リドフコザイ（ZLK）振動による三次的合併[42–59]またはフライバイによる合併[60、61]。ただし、それぞれの相対的な貢献
チャネルと検出された天体物理学的起源
合併はまだ不明です。
BHBの始祖は多数存在すると予想されますが、私たちの宇宙では豊富な集団として検出されないままです。これらの刺激的なBHBを検索することは、重力波の起源を理解するために非常に重要です。
（GW）ソース。 BHBが降着していない場合、これらの静止ソースはGWを介して検出できます。 BHB以降
インスピレーションフェーズではまだ合併にはほど遠いですが、関連するGWは低周波数帯域にあります。
次のような将来の宇宙搭載GW天文台によって調査されました
LISA [62]、TianQin [63]、Taiji [64]、B-DECIGO [65]、Decihertz Observatories [66]、およびTianGO[67]。また、
コンパクトBHBのかなりの部分がメンバーである可能性があります
階層システムの[68–70]、近くの動き
目に見えるオブジェクト（星やパルサーなど）を使用して、
BHBを検索します。このシナリオでは、内側のBHBが外側の軌道を乱し、短期間の軌道を誘発する可能性があります。
振動（三次軌道が準ケプラーになる）、または
離心率との長期的な振動を引き起こします
三次時の角運動量の方向
軌道傾斜角が大きい[71–73]。三次オブジェクトの場合
十分に明るいので、視線速度の測定値は
短期および長期の偏差を決定するために使用されます
ケプラーの軌道から[74–76]。
現在、観測によると、ほとんどのトリプルスターシステムは傾斜が少ないか、ほぼ同一平面上にあります[77–79]。

図。 1. 外軌道周期（P★）が15日に設定されているコプレーナトリプルシステムにおける近点移動共鳴。全て
結果は、GR効果を含むSA経年方程式を統合することによって得られます（ただし、GW放出はありません）。左パネル：
内側（黒）と外側（赤）のバイナリの軌道離心率の進化の例、m12=50Mおよび初期
e^0in=0.9およびe^0★ =0。中央のパネル：近点移動率の比率（式3〜4;有限の依存性を含む）
偏心、すなわちe^0inで、e★ > 0）および離心率の最大変化Δe^max ★の関数としての外側の恒星軌道の
準主軸ain。クロスハッチングされた領域は、動的に不安定なトリプルシステムに対応します[85]。パラメータは次のとおりです
ainが値の範囲に緩和されることを除いて、左のパネルと同じです。ラベル付けされたGW周波数はピーク周波数です
ペリセンターで[47]。数値結果は、いくつかのタイムスケール（ラベル付き）を統合し、分析することによって得られます。
結果は、エネルギーと角運動量の保存則によって与えられます。右パネル：∆e^max ★近点移動によって誘発される
（m2 / m1 −ain）平面での共振。中央のパネルと同じパラメータを使用し、BHBの質量比。 3つの黒い輪郭（実線、破線、一点鎖線）は∆e^max ★=それぞれ0.1、0.2、0.5を指定します。
灰色の十字は、e★の重要な変化を示しています。それは不安定につながります。


図。 2. 離心率と傾きの最大変化
内側のバイナリ準主軸の関数として。 パラメータは、図1の中央のパネルと同じですが、
e^0 inで、e^0★ そしてI^0★ （ラベル付き; I★はLinとL★間の傾斜角です）。 すべての結果は数値によって得られます
25年間のSA方程式の統合。


図。 3.　上部パネル：[ain－a★ または（P★）]平面、
近点移動共鳴が発生する場所。 検討します
m12 = 50M太陽、m2 / m1=0.2および初期値のBHB
e^0 in = 0.9、e^0★ =0。青い領域は次の式で与えられます。
有限e^0 inとe★ （ラベル付き）を含む3-4
。 破線
線は、内部から放出されるGWの頻度を特徴づけます
BHB。 下のパネル：最大Δe^max★ （つまり、∆e^peak★ ） として
の機能a★ 異なるm12用。 実線と破線
それぞれ10、30、100年の数値積分によって得られます。 青い縦線はa★ = a^Res ★ で
e★ = 0（fGW経由）= 10^-4 Hz のクロスハッチング領域
下のパネルは、システムが最終的に
より長いタイムスケールで進化する場合、バインドされません。


図。 4. ガイアによる（P★− D）面の離心率の変化の検出可能性を評価します。
式（10）-（11）および∆e^Perk ★による からのデータによって与えられます
図3の10年間。 上部パネルのサブ図は、ソースがD=900pcにある場合の検出可能性の例
、および影付きの領域は、θsignal≥θGaia。 白い破線はρ>2の場合地域を指定します。

まとめと考察—コンパクトなBHBの周りの太陽型星の経年ダイナミクスを研究しました
ほぼ同一平面上のトリプル構成で。私たちは指摘します
恒星の軌道がかなりの振動を受けるかもしれないこと
システムが「近点移動共鳴」を満たす場合の軌道離心率の変化。エキセントリックから始める
内側のBHB、外側の偏心は
共鳴と増強は次のように強くなります
内部の離心率が増加します。恒星軌道のアポセンターの経年変動は、
離心率の変化は、LISA周波数範囲でGWを放出する内部BHBのガイアによって検出可能です。
三項系が傾斜している場合、軌道傾斜角の予測された変化と視線軌道投影の組み合わせも、推定値を増減させる可能性があります
ここ。
コンパクトで大規模なBHB+starシステムの形成は難しいかもしれません。これらの始祖星
BHBは通常、数百または数千のソーラーを拡張します
それらの進化を通しての半径、おそらく恒星の三次と動的に相互作用します。ただし、一部の低金属性の大規模な恒星バイナリはコンパクトなままである可能性があります
それらの進化を通して[12]、動的に安定したコンパクトトリプル[97]を可能にします。あるいは、BHBは
最初に形成され、最終的には長寿命の低質量を捕捉します
星。私たちの分析は特定の形成シナリオに限定されず、他のシナリオに適応できることに注意してください
スケーリング関係を適用することによるシステムのタイプ。
概念実証の計算は、次のことを示しています。
近くの恒星の離心率の長期的な進化
軌道は、そのような目に見えないバイナリコンパニオンの特徴的な痕跡として機能することができます。世俗的な正確な測定
したがって、変動性は、コンパクトなトリプル構成で隠れたBHBを明らかにするための実行可能なアプローチです。最後に、
生成する内部バイナリシステムを強調する
彼らの恒星の軌道のガイア検出可能な変動
ターシャリもLISAバンドでGWを放出します。したがって、将来、ガイアとLISA [98–101]との共同検出は
理解するための斬新でユニークなマルチメッセンジャーツールになる
コンパクトBHBの進化、運命、構成。