Binary Stars in the Milky Way Nuclear Stellar Cluster

Abstract

The Milky Way harbors a supermassive black hole (SMBH) at its dynamical center. Surrounding the SMBH is a dense nuclear star cluster (NSC) which is believed to include a binary population. Beyond $0.1\mathrm{pc}$ from the SMBH, Eccentric-Kozoai Lidov oscillations are suppressed by general relativity precession, and the dynamical evolution of binaries are completely dominated by encounters with other stars in the NSC. At the same time, the velocity dispersion is set by the gravitational field of the SMBH, making it a unique laboratory to explore both processes and objects that are not seen elsewhere in the galaxy.

In this thesis, I model the dynamical evolution of binary systems through repeated three-body encounters by utilizing the few-body code \texttt{TSUNAMI}. I find that binary mergers are predominantly induced by encounters driving the binary's eccentricities to near parabolic orbits. In some cases, binary mergers are instead induced through a collision; the coalescence of three stars which we refer to as a three-body pile up (3BPU).

Using the smoothed-particle hydrodynamics (SPH) code \texttt{PHANTOM} I look at a subset of collisions, mergers and 3BPUs in more detail to understand the structure of the immediate remnants. I compare these to blue straggler stars (BSSs), red novae and the G-objects; stellar sources enshrouded by dust and gas that so far have only been observed in the Galactic Center. I find that remnants formed in 3BPUs are not very different from those formed in regular collisions and mergers apart from the additional mass that is retained. A rough estimate sets the 3BPU rate at $\sim 0.0017\mathrm{Gyr}^{-1}$ ($\sim 0.00028\mathrm{Gyr}^{-1}$) for a binary $0.1\mathrm{pc}$ ($0.3\mathrm{pc}$) from the SMBH.

I conclude that all cases of collisions, mergers and 3BPUs reasonably match observations of red novae, and further support the idea that the G-objects are barely evolved merger remnants that do net yet appear as rejuvenated BSSs. Ignoring subsequent star formation episodes following the formation of the NSC, at $0.1\mathrm{pc}$ ($0.3\mathrm{pc}$) from the SMBH, the binary fraction for solar mass stars is at most 0.2\% (1.4\%) and made up of hard and moderately soft binaries at present day. This fraction is far too low to account for the number of observed G-objects, and suggests that if the G-objects are the result of binary mergers, they should have been formed following the recent star formation episode 4-6 Myr ago. This is consistent with the upper bound for the thermal timescale of the various merger remnants in my simulations - though it is most likely that the G-objects were formed $\lesssim 10^5$ yrs ago.

Popular Abstract (Swedish)

I centrum av vår galax, Vintergatan, finns ett supermassivt svart hål som är mer än fyra miljoner gånger så massivt som solen. Runtom detta supermassiva svarta hål, ibland kallat Sagittarius A* (Sgr A*), finns ett extremt tätt kluster av stjärnor som utgör det nukleära stjärnklustret. För att förstå hur tätt detta kluster faktiskt är så kan vi jämföra det med avståndet till solens närmaste granne, Proxima Centauri, som ligger drygt 4 ljusår bort. En liknande sträcka i det nukleära stjärnklustret skulle innehålla tiotals miljoner stjärnor. En av följderna till att så många stjärnor delar en så liten volym, är att de väldigt ofta kommer väldigt nära varandra, och ibland så pass att de kolliderar med varandra.

Observationer i solens närområde har visat att hälften av alla solliknande stjärnor befinner sig i binära stjärnsystem, det vill säga två stjärnor som cirkulerar kring varandra. På grund av stora mängder gas och damm nära galaxens centrum, så blockeras mycket av ljuset från det nukleära stjärnklustret att nå oss på jorden. De solliknande stjärnorna är dessutom för ljussvaga för att kunna observeras även med de bästa teleskopen, vilket leder till att andelen binära stjärnsystem förblir ovisst i galaxens mest centrala del. Vi vet däremot att sådana binära stjärnsystem finns i bland annat globulära kluster - dessa kluster är också extremt täta men saknar ett supermassivt svart hål i dess centrum. På så sätt, är förväntan att solliknande stjärnor i binära stjärnsystem också borde finnas, eller åtminstone ha funnits, i det nukleära klustret.

För lite mer än 10 år sedan upptäcktes ett nytt typ av objekt i en snäv omloppsbana runt om det supermassiva svarta hålet, som fick namnet G2. Till en början antog man att G2 var ett gasmoln, dess massa var 1-2 gånger solen och dess storlek var drygt avståndet mellan solen och jorden (1 astronomisk enhet, förkortat AU). Ett sådant objekt skulle, med tanke på hur nära det var det supermassiva svarta hålet, dras sönder på grund av tidvattenkrafterna. Men så blev inte fallet, utan G2 fortsatte som vanligt efter att det passerat sin närmaste punkt dryga 137 AU från Sgr A*. Detta var en indikation på att G2 snarare har en kompaktare natur, med en stjärna eller ett stjärnliknande objekt i dess mitt som i sin tur är omgivet av stoft, gas och damm. Trots att totalt 6 liknande G-objekt har upptäcks fram till 2024, så förblir deras ursprung något av ett frågetecken.

I denna avhandling utforskar vi en av idéerna till G2s ursprung: kollisioner mellan stjärnorna i ett binärt stjärnsystem. På grund av den höga densiteten stjärnor, och den höga frekvensen av interaktioner i det nukleära klustret, kommer de binära stjärnsystemen konstant att förändras. Vissa binära stjärnsystem får energi från interaktionerna medan andra förlorar energi. I det första fallet rör sig stjärnorna bort från varandra tills de till slut avdunstar, och i det andra fallet rör de sig närmare varandra tills de allt som oftast kolliderar och slås samman till en ny, mer massiv stjärna. Genom numeriska simulationer av interaktioner mellan binära stjärnsystem och ensamstående stjärnor, ett så kallat 3-kropps problem, kan vi skapa en realistisk bild över hur sådana system utvecklas ur ett dynamiskt perspektiv i det nukleära stjärnklustret. I samband med kollisioner, kan vi sedan genom hydrodynamiska simulationer se hur strukturen och utvecklingen hos de sammanslagna stjärnorna ser ut, och hur det förhåller sig till G2.

• author: Marklund, Arn
• supervisor: Ross Church
• organization: Department of Physics; Astrophysics
• course: ASTM32 20241
• year: 2024
• type: H2 - Master's Degree (Two Years)
• subject: Physics and Astronomy
• keywords: stars: kinematics and dynamics, binaries: general, galaxy: nucleus, methods: numerical
• report number: 2024-EXA224
• language: English
• id: 9158255
• date added to LUP: 2024-11-05 08:43:09
• date last changed: 2024-11-05 08:43:09