The impact of stellar evolution and dynamics on the formation of compact-object binaries

L'obiettivo di questo lavoro e` studiare la fomazione ed evoluzione di binarie di oggetti compatti (DCOBs, ovvero buchi neri binari, stelle di neutroni binarie e binarie buco nero-stella di neutroni) in ammassi stellari (YSCs) giovani ( < 100 Myr) e densi ( >~ 10^3 stelle/pc ^3} ). La teoria prevede che i DCOBs, coalescendo, diventino potenti sorgenti di onde gravitazionali (GWs) osservabili dai rivelatori Virgo and LIGO. I migliori candidati per l'osservazione (BMCs), hanno un tempo scala di coalescenza minore di un tempo di Hubble ( t_H} ) e producono un segnale sufficientemente forte (strain h>~10^-21} ) da essere osservabile da Terra. Questo è proprio il momento giusto per svolgere un progetto del genere in quanto la seconda generazione dei rivelatori Virgo e LIGO inizierà le osservazioni nel 2016. La scelta degli YSCs come ambiente per lo studio dei DCOBs è particolarmente importante per due motivazioni. Innanzitutto, gli YSCs sono il luogo in cui >~ 80% delle stelle si forma, in particolare le più massive. Gli oggetti compatti che si formano alla morte di queste stelle massive dominano la dinamica del cluster e formano il tipo di binarie che vogliamo studiare. Questo rende gli YSC il migliore ambiente dove cercare DCOBs. Secondo, gli YSCs sono collisionali (tempo scala di rilassamento a due corpi t_relax ~ 10 Myr (M_tot / 3500 Msun)^1/2 (r_hm / 1 pc)^3/2, dove M_tot e r_hm sono la massa totale e il raggio di metà massa dello YSC, rispettivamente). Incontri ravvicinati tra singole stelle e binarie possono rendere la binaria più stretta o perfino portare la stella singola a prendere il posto di uno dei componenti della binaria. Nel campo (disco galattico), invece, una binaria esiste solo se le due stelle che la compongono si sono formate già legate, può stringersi solo a causa di effetti legati all'evoluzione stellare o in binaria (emissione di GW, common envelope, ...) e non può essere oggetto di scambi dinamici. Per queste ragioni, i processi dinamici hanno un ruolo fondamentale nel dare forma alla popolazione di DCOBs negli YSCs. Inoltre, gli YSCs hanno un tempo di vita breve: essi tendono a dissolversi nel disco galattico in O(10^2) Myr, rilasciando il loro contenuto di DCOBs nel disco. Questo implica che le stime sulla popolazione di DCOBs nel disco galattico devono tenere conto della popolazione di DCOBs negli YSCs. Allo scopo di studiare la popolazione di DCOBs negli YSCs, ho effettuato e analizzato >~ 10^3 simulazioni dirette a N-corpi di YSCs accoppiate ad un programma di evoluzione stellare, Le simulazioni sono state prodotte con l'ambiente software Starlab (Portegies Zwart et al., 2001), modificato per includere algoritmi aggiornati di evoluzione stellare in funzione della metallicità (Mapelli and Bressan, 2013). Questi algoritmi comprendono venti stellari in funzione della metallicità e la possibilità che una stella massiva collassi direttamente in un buco nero (BH), senza esplosione di supernova (SN). Questo processo di formazione dei BH, chiamato "collasso diretto" o "SN fallita", permette la formazione di BHs più massivi. In aggiunta, ho sviluppato sltools, una suite di programmi che facilitano la produzione e gestione delle simulazioni. Questi provvedono strumenti per automatizzare la maggior parte dei passaggi necessari per ottenere dati puliti e pronti per essere analizzati, inclusi un controllo della qualità automatico e la gestione degli errori. Nella mia analisi ho seguito la vita delle binarie di oggetti compatti e ho investigato l'impatto delle interazioni dinamiche, della metallicità e delle proprietà strutturali degli YSCs ospiti sulla popolazione di BMCs. Mi sono focalizzato su quanti DCOBs vengono prodotti in media per YSCs ( ~ 4 binarie BH-BH stabili, ~ 1 binarie BH-BH instabili, ~ 0.1 NS-NS e ~ 0.1 BH-NS per YSC durante tutta la simulazione) e su come questa quantità cambia nel tempo: se considero solo le binarie BH-BH stabili, trovo che il loro numero cresce monotonicamente nel tempo da 0 a ~ 0.4 , mentre le binarie BH-BH instabili mostrano un picco dopo il collasso del core e poi una decrescita fino a ~ 0.05 . Ho trovato che >~ 90% delle binarie BH-BH si formano da scambi. I risultati indicano che i BHs sono estremamente efficienti nell'acquisire compagni attraverso scambi dinamici. Inoltre, una metallicità bassa, grazie al fatto che i BH possono avere masse maggiori, favorisce la formazione di binarie BH-BH massicce e stabili in tempi più brevi. Ho anche trovato che le binarie NS-NS sono, almeno, dieci volte meno numerose delle binarie BH-BH, nonostante la funzione di massa iniziale. La mia analisi ha mostrato che la formazione di BH-BH è anche favorita da alta densità ( ~ 3 x 10^3 Msun pc^-3) e alta concentrazione (potenziale centrale adimensionale W_0 >~ 3 ), mentre non è molto sensibile alla frazione di binarie primordiali. Vale comunque la pena notare che solo il 23% dei BMCs tra le binarie BH-BH viene da scambi, mentre il resto e` costituito da binarie primordiali. D'altra parte, gli incontri dinamici sono importanti anche per le binarie primordiali, in quanti sono responsabili per la diminuzione del semiasse maggiore a della binarie BH-BH (SMA). Le binarie BH-BH sono in grado di raggiungere valori dello SMA sufficientemente bassi che l'evoluzione della binaria è dominata dall'emissione di GWs. Senza la dinamica, questo processo avrebbe impiegato un tempo molto maggiore. Ho trovato che solo 6% dei BMCs NS-NS si sono formati attraverso scambi. Il fatto che la maggior parte delle binarie NS-NS sia primordiale è consistente con le nostre aspettative percheé è poco probabile che una NS acquisisca una compagna NS se le interazioni dinamiche sono dominate dai BHs. Per questa ragione è interessante che io abbia trovato alcune binarie NS-NS (6%) formate attraverso scambi. Ho anche analizzato le proprietà dei DCOBs: masse, masse chirp ( m_chirp = (m_1m_2)^3/5 / (m_1+m_2)^1/5, dove m_1 e m_2 sono le masse dei due membri della binaria), SMAs e eccentricità. Nelle mie simulazioni i BHs sono più massivi a metallicità minori (massa massima di un BH ~ 80 Msun a Z=0.01 Zsun ) grazie agli algoritmi di evoluzione stellare e di collasso diretto adottati. In aggiunta, BHs ancora più massivi si possono formare grazie a coalescenza con compagni stellari. Di conseguenza, la massa massima che trovo per i BH è ~ 125 Msun . Questo andamento si riflette nelle masse chirp, che raggiungono valori di ~ 80 Msun . Tuttavia, la massa chirp per una binaria BMC è più bassa ( ~ 40 Msun ) e il resto delle masse dei BMCs sono inferiori a 20 Msun . La distribuzione dei SMA mostra che, sebbene le binarie NS-NS siano molto meno numerose delle binarie BH-BH, i loro SMA sono molto minori (SMA minimo per le binarie NS-NS a_min_NS-NS ~ 10^-3 AU in confronto a a_min_BH-BH ~ 10^-1 AU). Questo è un effetto di selezione: le binarie NS-NS che trovo provengono da binarie sufficientemente strette da sopravvivere a due esplosioni di SN e agli incontri dinamici. Questo risultato si ritrova nei tempi scala di coalescenza (tempo necessario perch\'e una binaria coalesca solo per effetto dell'emissione di GWs, t_GW \propto (a^4(1-e^2)^7/2) / (m_1m_2m_tot)), dove G è la costante gravitazionale, m_1 e m_2 sono le masse dei due membri della binaria, a è il semiasse maggiore e e è l'eccentricità): le binarie NS-NS hanno tempi scala più corti ( t_GW_min_NS-NS ~ 10^-5 Gyr in confronto a t_GW_min_BH-BH ~ 10^-1 Gyr per i BH-BH). Infatti, trovo che il 76% delle binarie NS-NS coalesce durante le simulazioni (36% di tutte le binarie NS-NS), mentre nessuna delle binarie BH-BH coalesce. Mentre non esistono evidenze osservative delle binarie BH-BH, nella nostra galassia sono state osservate 10 binarie NS-NS (Lorimer, 2008). Ho confrontato le proprietà delle binarie NS-NS osservate (periodo, eccentricità e tempo scala di coalescenza) con quelle delle binarie NS-NS nelle mie simulazioni e ho trovato un accordo molto buono. Le uniche differenze si possono trovare ai periodi più corti e più lunghi. Queste differenze sono dovute a effetti di selezione: per periodi molto corti ( <~ 2 hours) le binarie NS-NS coalescono in tempi molto brevi ed è difficile osservarle in questo stato. Periodi molto lunghi ( >~ 10^3 days) sono troppo lunghi per essere osservati fino ad ora. Infine, ho derivato il tasso di coalescenza atteso nelle mie simulazioni e ho investigato se questo tasso dipende dalle proprietà dello YSC (massa, densità, concentrazione, frazione di binarie primordiali e metallicità). Non ho trovato alcuna dipendenza significativa del rate di coalescenza delle binarie BH-BH dalle proprietà strutturali degli YSCs all'interno dei valori considerati. Le incertezze, comunque, sono abbastanza grandi. Il tasso di coalescenza globale per le binarie BH-BH derivato dalle mie simulazioni è R_merger_BH-BH = 0.0019+/-0.0007 Mpc^-3 Myr^-1 . Il tasso di detezioni mostra una dipendenza (sebbene non molto significativa, a causa delle incertezze) dalla densità e dalla concentrazione dello YSC ospite: il tasso di detezioni è più alto tanto più l'ammasso è denso e concentrato, in accordo con quanto trovato per il numero medio di binarie BH-BH prodotto durante la vita dell'ammasso. Inoltre, il tasso di detezioni per le binarie BH-BH anticorrela con la frazione di binarie primordiali. Questo risultato necessita di maggiori approfondimenti. Il tasso globale di osservazione per le binarie BH-BH è R_detection_BH-BH = 0.8+/-0.2 yr^-1. I tassi di coalescenza e osservazioni attesi per le binarie NS-NS and BH-NS sono R_merger_NS-NS} = 0.258+/-0.005 Mpc^-3 Myr^-1 , R_merger_BH-NS = 0.0009+/-0.0002 Mpc^-3 Myr^-1 , R_detection_NS-NS = 0.65+/-0.01 yr ^-1 , R_detection_BH-NS = 0.0107+/-0.0006 yr ^-1 per binarie NS-NS e BH-NS, rispettivamente. I tassi di coalescenza e osservazione di binarie BH-BH e NS-NS sono consistenti con le previsioni pessimistiche fornite dalla collaborazione Virgo/LIGO (Abadie et al., 2010). I tassi di coalescenza e osservazione di binarie BH-NS sono minori della previsione più pessimistica in letteratura dal momento che la formazione di binarie BH-NS è sfavorita dai processi dinamici che favoriscono la produzione di binarie BH-BH a discapito delle binarie BH-NS.