The last Chapter of this Thesis is dedicated to the optical follow-up of a candidate XRB discovered in the Galactic Bulge Survey of Jonker et al. This survey, which looks for faint X-ray sources in the bulge of the Galaxy, aims at increasing the number of Galactic accreting binaries, and in particular the number of those ones hosting a BH and detected in quiescence. One of the most promising sources discovered by the survey is CX1004, a candidate BH-XRB. We took X-shooter spectra of the optical counterpart to CX1004, which we use to measure the radial velocity of the putative companion star as well as its spectral type. The spectra show a large double-peaked H– line which would suggest a BH-XRB with a very short orbital period (of the order of 0.5 day) and a semi-amplitude radial velocity of the companion star of 500 km/s. Surprisingly, we find no evidence for any orbital modulation of the radial velocity curve. We identify the star whose photospheric absorption lines we see in the spectra as an M2V star. These results could imply that the M-star is a chance line of sight interloper or that CX1004 is part of a hierarchical triple hosting a BH, with the M-type star in a wide orbit around the inner XRB. Future follow-up observations are required to fully determine the nature of CX1004.
Conclusion & future prospects
This Thesis has fully investigated the possible methods to retrieve information about how BHs form in the core-collapse supernova from the observed properties of BH-XRBs. In Chapter IV, when comparing the Galactic distribution of a synthetic population of BH-XRBs with the observed distribution, we find that a model in which some BHs receive a (relatively) high natal kick best fits the observed data, whereas the low natal kick model gives an unsatisfactory fit. However, due to the limited size of the observed sample of binaries with a solid measurement of the distance (less than 20 objects), the false negative
rate (FNR), i.e. how many times we get a statistically significant result when using the wrong hypothesis,
is still too high (a FNR lager than ¥ 30% for the low natal kick hypothesis). To decrease this rate to the level that in 95% of the cases we obtain a FNR less than 1%, we find that it is necessary to increase the size of the observed sample to ¥ 40 systems. In this respect, future surveys scanning the transient sky, like Gaia and eROSITA, can detect outbursts of BH-XRBs, potentially increasing the size of the sample. Very promising is also the detection of gravitational-wave emission from merging BH-BH binaries.
Dominik et al. 2012found that varying BH kicks from zero to velocities as high as the NS birth kicks, the BH-BH binary merger rate goes down by two orders of magnitude, since most of the binaries would get disrupted when the BH forms. Hence, by comparing the observed rate of such mergers with the one predicted from binary population synthesis calculations, it is possible to constrain the BH natal kick distribution (see for exampleBelczynski et al. 2016a).
In our work, we have assumed that BH-XRBs are the descendant of primordial massive binaries formed in the stellar disk. We did not account for the possibility that some of the observed BH-XRBs, and especially those ones at a large offset from the Galactic plane, could have been ejected from globular clusters via N-body interactions. This topic will be one of the main focuses of my future research.
Samenvatting
Introductie
In de jaren 1960 veranderde zwarte gaten, hierna afgekort als BHs (black holes), van intrigerende the- oretische voorspellingen van Einstein’s algemene relativiteitstheorie naar detecteerbare astrofysische bronnen. Het was het rijzende tijdperk van de röntgenastronomie en meer en meer röntgenbronnen werden ontdekt buiten ons zonnenstelsel, met behulp van raketgedragen instrumentaria. De eerste ge- ïdentificeerde kosmische röntgenbron was Scorpius X-1 (Giacconi et al. 1962), die later een dubblester bleek te zijn bestaande uit een sterk compacte en dode ster, een neutronenster (NS), en een ster met massa en straal vergelijkbaar met die van onze Zon. Bowyer et al. 1965ontdekten een sterke röntgen- bron door middel van geiger detectoren gemonteerd op de Aerobee raket. Zij gaven haar de naam
Cygnus X-1, naar de constellatie Zwaan, die haar geprojecteerde positie in de ruimte huisvestte. Van
deze röntgenstraling werd later begrepen dat deze het teken was van materie aangroeiende op een com- pact voorwerp. In de optische band viel de röntgenstraallocatie samen met de emissie van een massieve ster, waarmee op basis van haar Doppler verschoven spectraallijnen, het gewicht van het voorwerp dat de röntgenstraling uitzond, kon worden bepaald. Het compacte object bleek een massa te hebben van een paar keer de massa van de zon (Webster & Murdin 1972;Bolton 1972), wat de bovengrens is voor een stabiele NS, en bleek begrensd te zijn binnen een erg compact ruimtegebied: inderdaad een zwart gat.
Zwarte gaten gaten bestaan er in verschillende soorten, afhankelijk van hun massa. Het onderwerp van dit proefschrift zijn de stellaire-massa BHs, met een massa die veel kleiner is dan die van hun verwante, superzware zwarte gaten: ongeveer tien zonsmassa’s versus honderdduizend tot een miljard zonsmassa’s. Astronomen identificeren kandidaat BHs met behulp van röntgentelescopen. De rönt- genemissie is afkomstig van een compact object (BH of NS), dat massa accreteert van zijn dubbelster metgezel: dit type dubbelstersysteem heet X-ray binary (XRB). Een BH-XRB komt voort uit een oor- sprokelijke dubbelster bestaande uit een massieve ster (met een massa groter dan ongeveer 20 maal de massa van onze Zon) en een zonachtige metgezel. Op een bepaald moment tijdens haar evolutie zal de massieve ster door haar nucleaire brandstof heen zijn, ineenstorten en daarbij een BH vormen. Als de dubbelster dit proces overleeft, zal het veranderingen ondergaan in zijn half-lange as als gevolg van het verlies van energie en baanimpulsmoment. Het krimpen van de baan maakt dat de twee compo-
F : Artist impression van een zwart gat dat massa accreteert van zijn dubbelster metgezel.
nenten steeds dichter bij elkaar komen tot een punt waarbij het stellaire materiaal de invloed van de zwaartekracht van het BH begint te voelen. Dit leidt tot een gasstroom vanuit de ster in de richting van het BH. Het instromende materiaal heeft netto impulsmoment en kan dus niet direct accreteren op het BH. Het vormt in plaats daarvan een accretieschijf waarin materie wordt gecomprimeerd en verhit tot temperaturen van ongeveer 107 Kelvin (Shakura & Sunyaev 1973): de dubbelster wordt zichtbaar in de röntgenbandbreedte en wordt - zoals wij dat noemen - een BH-XRB. Terwijl impulsmoment naar buiten beweegt, valt er materie naar binnen en accreteert het op het BH. In figuur 1, ziet u een artistieke impressie van een BH die materie accreteert van een lage-massa ster.
Om de aard van een BH te bevestigen, moet men haar massa bepalen, om zo het verschil te kunnen maken tussen een NS en een BH. Astronomen bepalen de massa van BHs door de baanbeweging van de ster rond het BH te volgen in een BH-XRB. De optische spectraallijnen van de begeleidende ster worden periodiek Dopler-verschoven van het rood naar het blauw. De amplitude en de periode van deze verschuiving hangen direct samen met een ondergrens van de massa van het BH.
De manier waarop BHs worden gevormd is nog steeds onderwerp van discussie, met name als het gaat om de hoeveelheid massa die tijdens de ineenstorting van de kern wordt uitgestoten als ook voor wat betreft de snelheid die het BH bij haar vorming kan krijgen, de zogenaamde natal kick. De studie van XRBs die een BH hosten, kan licht werpen op deze twee parameters. In feite volgen de eigenschappen van de baan van deze dubbelsterren en hun Galactische dynamica rechtstreeks uit de fysische omstandigheden op het moment dat het BH werd gevormd. Een opvallend aspect van de Galactische kinematica van BH-XRBs is hun positie ten opzichte van het Galactische vlak. XRBs stammen af van voorloper-dubbelsterren gelegen in de schijf van ons Melkwegstelsel, aangezien we een massieve ster nodig hebben om een BH te vormen, en dergelijke massieve sterren zich in de Galactische schijf bevinden, waar er sprake is van continue stervorming. We zouden daarom verwachten dat XRBs de stellaire dichtheid van de schijf van de Melkweg zouden volgen. Echter, dat doen ze niet. Sommigen zijn tot 1 ≠ 2 kpc verschoven ten opzichte van het Galactische vlak, zoals te zien is in figuur 2. Reeds in 2004 ontdekten Jonker & Nelemans dat de schaalhoogte van XRBs die een NS huisvesten vergelijkbaar is met die van XRBs die BH huisvesten. Van NSs was zeer goed bekend dat zij natal kicks krijgen bij hun geboorte in de orde grootte van 300 ≠ 400 km/s. Een dergelijke hoge snelheid kan een dubbelster uit zijn geboorteplaats “kicken” in de richting van de halo. Kan het zijn dat BHs een dergelijke kick ook ontvangen? Dit is de fundamentele vraag die ons vanaf het allereerste begin heeft getriggerd.
S
F : Galactic verdeling van de NS-XRBs (open cirkels) en BH-XRBs (gevulde cirkels). R is de radiale afstand van het Galactic centrum, z is de hoogte boven het Galactische vlak. The Sun wordt aangeduid als een vierkant.
Dit proefschrift
Dit proefschrift draait om het thema BHs in XRBs. De aanleiding van dit werk was om te begrijpen hoe stellaire-massa BHs vormen, een vraag die we aangepakt hebben met zowel theoretische en observati- onele onderzoeken. Het vormingsmechanisme van BHs is een onopgelost probleem in de hoge-energie astrofysica, met name voor wat betreft de hoeveelheid massa die uitgestoten wordt op het moment van de vorming van het BH, en hoe groot de natal kick is die BHs krijgen bij hun geboorte, als ze al een snelheid krijgen. We bestuderen de geboorte, de evolutie en observationele kenmerken van XRBs die BHs huisvesten die massa accreteren van een zonachtige metgezel. Aan de theoretische kant, com- bineren we een aanpak die kenmerkend is voor dubbelster-populatiesynthese berekeningen met een meer gedetailleerde benadering, die de dubbelsterevolutie van elke individuele bron beschrijft. Waar mogelijk, beschrijven we de verschillende evolutionaire paden van de dubbelster via analytische be- rekeningen en tijdschaal-argumenten. Aan de observationle kant combineren we de technieken van optische spectroscopie en fotometrie, met het doel om het aantal waargenomen Galactische BHs te vergroten.