Populations of ultraluminous X-ray sources in nearby galaxies

Abstract

Ultraluminous X-ray sources (ULXs) are the most energetic non-explosive stellar systems, with luminosities exceeding the Eddington limit for stellar-mass black hole, 10^39 erg/s. They are formed by a compact object (black hole or a neutron star), and a companion star from which material is extracted, forming an accretion disk, and eventually falling onto the compact object. The release of the gravitational energy of the accreted material powers the extreme luminosities of ULXs, which sometimes dominate the X-ray output of their host galaxies. Since ULXs are rare - typically one per galaxy - they are predominantly found at large distances. Therefore, only a handful of systems have been studied thoroughly, with the general properties of ULXs being still a matter of debate. The nature of the accretor or the donor star, and the exact structure of the accretion disk are not fully understood. Furthermore, their puzzling super-Eddington luminosities challenge our understanding of the physics at extreme accretion rates, and has implications for the effect of ULXs in the evolution of galaxies, and the intergalactic medium in the early Universe. The study of ULXs in the context of the host galaxies can constrain models for their formation and evolution, and consequently provide input for the progenitors of endpoints of massive binary systems, such as short gamma-ray bursts, and gravitational-wave sources. In this respect, demographic studies of ULXs probe the rate of ULXs in galaxies, and its connection to their stellar population parameters, such as star-formation rate, stellar mass, and metallicity. In this thesis, we create a census of ULX populations in the local Universe, and we revisit their connection with the parameters of the host galaxies. First, we create a all-sky, value-added catalogue of galaxies at distances up to 200 Mpc, the Heraklion Extragalactic Catalogue (HECATE), providing all the necessary information for the detailed study of ULXs in nearby galaxies. Using information from astrophysical databases, and multi-wavelength data, we determine the distances, and the stellar population parameters of the galaxies. Furthermore, we discuss possible applications of the catalogue for other fields of astrophysics, such as the characterisation of sources in multi-wavelength surveys, the identification of possible host galaxies of gravitational-wave sources, and gamma-ray bursts, etc. By associating the HECATE with the Chandra Source Catalog 2.0, we deliver a census of ULX populations in galaxies up to a distance of 40 Mpc (at which source confusion is not severe). In 309 galaxies, we find 629 ULX candidates. By statistically correcting for foreground and background interlopers (~20% of the total number of ULX candidates), we estimate the number of ULXs in the sample galaxies, and probe its correlation with star-formation rate, stellar mass, and metallicity. Hence, we provide the tightest constrain on the average scaling of ULXs with star-formation rate (SFR) in late-type galaxies, 0.51 +/- 0.06 ULXs per (solar mass/year). This is close to the expected value from recent high-mass X-ray binary luminosity functions, in line with the expectation that ULXs in spiral galaxies are luminous high-mass X-ray binaries. By accounting for sample differences, we explain the tension with older estimates of the ULX-SFR scaling. For the first time, we account for the contribution of low-mass X-ray binaries (which scale with stellar mass, M), in the ULX population of spiral galaxies. The above scaling depends on the morphological type of the host galaxies, with early spiral galaxies (i.e., S0/a-Sbc) containing a small but non-negligible population of luminous, low-mass X-ray binaries. In addition, we confirm the known anti-correlation of the ULX rate with the metallicity of the host galaxy, and attribute to this effect, the excess of ULXs in low-mass and late-typegalaxies in our sample. Regarding the specific ULX frequency in early-type galaxies, we find 6.3 +/- 1.0 ULXs per 10^12 solar masses, in agreement with previous demographic results, and low-mass X-ray binary luminosity functions, suggesting that ULXs in these galaxies are luminous low-mass X-ray binaries. However, we discover an excess in low-stellar-mass early-type galaxies, which we reproduce using binary population synthesis models, and realistic star-formation histories. Finally, we hint at an excess of ULXs at large galactrocentric distances in ellipticalgalaxies, indicating possible contribution from globular cluster ULXs, in line with previous studies. Ultimately, using X-ray images from Chandra observations, we simulate the effect of source blending when targeting galaxies at distances from 10 Mpc up to 100 Mpc. We identify the biases of source blending in terms of the slopes of luminosity functions and the number of ULXs. We find that at larger distances (>60 Mpc), source confusion leads to a systematic overestimation in the number of ULXs. Finally, we highlight the importance of the clumpy nature of star-forming regions, and diffusion emission in the observed number of ULXs, even at lower distances.

Οι υπέρλαμπρες πηγές ακτίνων Χ (ΥΠΧ) είναι οι τα πιο ενεργητικά, μη-εκρηκτικά αστρικά συστήματα, με λαμπρότητες που ξεπερνούν το όριο Eddington για μελανές οπές αστρικής μάζας ~10^39 erg/s. Σχηματίζονται από ένα συμπαγή αστέρα (μελανή οπή ή αστέρα νετρονίων) και ένα συνοδό αστέρα από τον οποίο μεταφέρεται υλικό, σχηματίζοντας ένα δίσκο προσαύξησης και καταλήγοντας εν τέλει στο συμπαγή αστέρα. Η απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από την προσαυξανόμενη ύλη τροφοδοτεί τις ακραίες λαμπρότητες των ΥΠΧ, που μερικές φορές κυριαρχούν στη συνολική εκπομπή ακτίνων-Χ των γαλαξιών που τις φιλοξενούν. Καθώς οι ΥΠΧ είναι σπάνιες - τυπικά μία ανά γαλαξία - εντοπίζονται κυρίως σε μεγάλες αποστάσεις. Έτσι, μόνο μερικά από αυτά τα συστήματα έχουν μελετηθεί διεξοδικά, με τις γενικές ιδιότητες του πληθυσμού τους να αποτελούν αμφιλεγόμενο ζήτημα. Η φύση του συμπαγούς αστέρα και του συνοδού του, και η ακριβής δομή του δίσκου προσαύξησης δεν είναι πλήρως κατανοητές. Επιπλέον, οι αινιγματικές τους λαμπρότητες πέραν του ορίου Eddington αποτελούν πρόκληση για τη Φυσική της ταχείας προσαύξησης μάζας, και έχουν συνέπειες για την επίδραση των ΥΠΧ στην εξέλιξη των γαλαξιών και τη διαγαλαξιακή ύλη στα πρώιμα στάδια του Σύμπαντος. Η μελέτη των ΥΠΧ στα πλαίσια των φιλοξενούντων γαλαξιών τους μπορεί να επιβάλλει περιορισμούς στις παραμέτρους που επηρεάζουν το σχηματισμό και την εξέλιξη τους, και συνεπώς μπορεί να δώσει πληροφορίες για τα τελικά στάδια διπλών αστέρων μεγάλης μάζας, όπως αυτά που δημιουργούν εκλάμψεις ακτίνων-γ βραχείας διάρκειας, και πηγές βαρυτικών κυμάτων. Έτσι, δημογραφικές μελέτες των ΥΠΧ εξετάζουν τη συχνότητα των ΥΠΧ σε γαλαξίες, και τη σχέση της με τις αστρικές παραμέτρους τους, όπως ο ρυθμός αστρογένεσης, η αστρική μάζα και η μεταλλικότητα. Σε αυτήν τη διατριβή, πραγματοποιούμε μία απογραφή των πληθυσμών ΥΠΧ στο τοπικό Σύμπαν, και επανεξετάζουμε τη σύνδεσή τους με τις παραμέτρους των γαλαξιών στους οποίους ανήκουν. Πρώτα, κατασκευάζουμε έναν κατάλογο γαλαξιών σε αποστάσεις <200 Mpc, τον Heraklion Extragalactic Catalogue (HECATE ή Εκάτη), που παρέχει όλες τις απαραίτητες πληροφορίες για μία εμπεριστατωμένη μελέτη των ΥΠΧ σε κοντινούς γαλαξίες. Χρησιμοποιώντας δεδομένα από αστρονομικές βάσεις δεδομένων, και παρατηρήσεις σε διάφορα μήκη κύματος, προσδιορίζουμε τις αποστάσεις και τις αστρικές παραμέτρους των γαλαξιών. Επιπλέον, συζητούμε πιθανές άλλες χρήσεις του καταλόγου για άλλους τομείς τις Αστροφυσικής, όπως ο χαρακτηρισμός πηγών από συστηματικές έρευνες σε διάφορα μήκη κύματος, ο εντοπισμός των γαλαξιών στους οποίους βρίσκονται πηγές βαρυτικών κυμάτων, κ.α. Συνδυάζοντας την Εκάτη με τον δεύτερο κατάλογο του Chandra, κατασκευάζουμε έναν κατάλογο πληθυσμών ΥΠΧ σε γαλαξίες με αποστάσεις μέχρι 40 Mpc. Βρίσκουμε 629 ΥΠΧ σε 309 γαλαξίες. Διορθώνοντας στατιστικά τη συνεισφορά (~20%) από αστέρια και πηγές υποβάθρου, εκτιμούμε το πλήθος των ΥΠΧ σε κάθε γαλαξία στο δείγμα μας, και μελετούμε τη σχέση του με το ρυθμό αστρογένεσης, την αστρική μάζα και τη μεταλλικότητα. Ως αποτέλεσμα, δίνουμε την πιο ακριβή μέτρηση της αναλογίας των ΥΠΧ σε γαλαξίες μεταγενέστερου τύπου με τον αριθμό αστρογένεσης, 0.51 +/- 0.06 ΥΠΧ ανά (ηλιακή μάζα/χρόνο). Αυτή η τιμή είναι πολύ κοντά στα αποτελέσματα πρόσφατα δημοσιευμένων κατανομών λαμπρότητας διπλών αστέρων ακτίνων-Χ μεγάλης μάζας. Λαμβάνοντας υπόψη τις διαφορές των δειγμάτων, εξηγούμε τη διαφορά με παλαιότερες μετρήσεις της αναλογίας σε μελέτες που εστίασαν σε ΥΠΧ. Λαμβάνουμε υπόψη, για πρώτη φορά, τη συνεισφορά των διπλών αστέρων ακτίνων-Χ μικρής μάζας (που είναι ανάλογη της αστρικής μάζας). Οι παραπάνω συντελεστές εξαρτώνται από τον μορφολογικό τύπο των γαλαξιών, με τους πρώιμους σπειροειδείς (π.χ., S/a-Sbc) να φιλοξενούν ένα μικρό αλλά μη-αμελητέο πληθυσμό από λαμπρούς διπλούς αστέρες ακτίνων-Χ μικρής μάζας. Ακόμη, επιβεβαιώνουμε της γνωστή αρνητική συσχέτιση της συχνότητας των ΥΠΧ με τη μεταλλικότητα, και αποδίδουμε σε αυτή, το πλεόνασμα ΥΠΧ σε γαλαξίες μικρής μάζας ή/και ύστερου μορφολογικού τύπου. Σχετικά με την ειδική συχνότητα των ΥΠΧ στους γαλαξίες πρώιμου τύπου, βρίσκουμε 6.3 +/- 1.0 ΥΠΧ ανά 10^12 ηλιακές μάζες, σε συμφωνία με προηγούμενα αποτελέσματα, και κατανομές λαμπρότητας διπλών αστέρων ακτίνων Χ μικρής μάζας, υποδεικνύοντας τους τελευταίους ως την προέλευση των πληθυσμών ΥΠΧ σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Ωστόσο, ανακαλύπτουμε ένα πλεόνασμα ΥΠΧ σε γαλαξίες πρώιμου τύπου και μικρής μάζας, το οποίο αναπαράγουμε με το συνδυασμό αποτελεσμάτων από προσομοιώσεις διπλών αστέρων, και ιστορίες αστρογένεσης από πραγματικούς γαλαξίες. Επιπλέον, βρίσκουμε ενδείξεις για ένα πληθυσμό ΥΠΧ σε μεγάλες αποστάσεις από τα κέντρα ελλειπτικών γαλαξιών, υποδεικνύοντας πιθανή συνεισφορά από πηγές σε σφαιρωτά σμήνη, όπως έχει αναφερθεί σε προηγούμενες έρευνες. Τέλος, χρησιμοποιώντας εικόνες από παρατηρήσεις ακτίνων-Χ με το Chandra, προσομοιώνουμε την επίδραση του φαινομένου της σύγχυσης πηγών, σε αποστάσεις από 10 ως 100 Mpc. Προσδιορίζουμε τα συστηματικά σφάλματα στις κατανομές λαμπρότητας, και στο παρατηρούμενο πλήθος των ΥΠΧ. Βρίσκουμε ότι σε αποστάσεις μεγαλύτερες των 60 Mpc, η σύγχυση των πηγών προκαλεί συστηματική υπερεκτίμηση των ΥΠΧ. Τέλος, τονίζουμε τη σημασία της "σβολώδους" εμφάνισης των περιοχών αστρογένεσης και διάχυτης ακτινοβολίας, στο παρατηρούμενο πλήθος τον ΥΠΧ.