Diffuse gamma-ray line emission from multiple OB Associations in Cygnus
COMPTEL观测到的由26 Al放射性衰变产生的1.809 MeV银河系弥散辐射证实了这条星际辐射线的弥散性质。重建的强度图案的最显著的特征之一是在天鹅座区域的方向上的通量增强。这个区域相当年轻，包含大量的大质量恒星，其中大部分聚集在天鹅座OB协会。多频模型拟合强烈支持大质量恒星及其派生超新星是星际26Al主要来源的假设。已知大质量恒星和超新星会将大量的动能传递到周围的ISM中，从而导致激波区和大空洞。此外，大质量恒星的电磁辐射中有很大一部分位于极紫外线中，导致周围星际介质的光电离。我们应用人口合成模型结合分析模型的膨胀的超级气泡天鹅座OB协会。该模型预测了预期的1.809 MeV通量和由于星际60Fe的伽马射线线强度。我们计算的大小和膨胀参数的预期HI结构和自由的自由发射强度由于光致电离辐射从大质量恒星在这一地区的天空。我们讨论我们目前的理解天鹅座地区的大质量恒星普查和历史。我们的模型分配约70%的1.809兆电子伏的强度，以六个已知的OB协会，约20%的已知的孤立源和大约10%的一个未知的扩散组件。
2001-08-01 astro-ph
The earliest phases of high-mass star formation: a 3 square degree millimeter continuum mapping of Cygnus X
我们在IRAM 30 m望远镜上使用MAMBO相机对天鹅座X分子云复合体进行了广泛的1.2mm连续镶嵌研究。然后，我们将我们的毫米图与中红外图像进行了比较，并对大质量恒星的最佳候选祖先进行了SiO（2-1）后续观测。我们对天鹅座X的完整研究首次提供了对大质量年轻恒星天体的公正普查。我们发现了129个大质量致密核，其中42个可能是大质量恒星的前身。我们的研究有资格17个核心作为托管大规模红外安静原恒星的良好候选者，而多达25个核心可能托管高光度红外原恒星。我们没有发现天鹅座X星前致密核心的高质量类似物，但发现了几个可能被引力束缚的大质量无星团块。由于我们的样本来自单个分子复合体，并且覆盖了大质量恒星形成的每个嵌入阶段，因此它给出了它们寿命的第一个统计估计。与低质量的0类和I类阶段相比，高质量恒星的红外宁静原恒星阶段可能会持续很长时间，就像他们更知名的高光度红外阶段一样。天鹅座X中高质量原恒星和前恒星核心（~ 3 x 10^4年和< 10^3年）的统计寿命分别比附近低质量恒星形成区的寿命小一个和两个数量级。因此，我们提出，高质量的前恒星和原恒星的核心是在一个高度动态的状态，如预期的分子云湍流过程占主导地位。
2007-08-21 astro-ph
The Cygnus Region: 26Al from OB Associations
1.809 MeV伽马射线线的COMPTEL图，这是由于26铝的放射性衰变，显示在天鹅座地区显着的过量排放。天鹅座是一个近期恒星形成活动的区域，富含大质量的早期型恒星，集中在OB协会中。我们在这一区域进行人口合成研究，以模拟26 Al的产生和分布，26 Al主要在大质量恒星中合成，并通过恒星风和核心坍缩超新星分布。我们的模拟天鹅座OB协会确定的时间依赖的生产率26铝。我们还估计了放射性60 Fe的相关生产，这主要是在核心塌陷超新星合成。这种同位素的伽马射线线发射尚未被探测到。我们还跟踪了恒星风和超新星喷出物的动能以及早期型恒星的电离极紫外辐射引起的机械“光度”的时间演化。再加上一个简单的一维模型的超级气泡驱动到ISM的这种能量通量，可以限制关键参数的恒星协会在天鹅座地区。
2001-04-03 astro-ph
The formation of massive black holes through collision runaway in dense young star clusters
一个明亮的X射线源与距离星暴星系M82中心约200 pc的年轻恒星团（MGG-11）有关。X射线源的性质最好用一个质量至少为350 Msun的黑洞来解释，它介于恒星质量和超大质量黑洞之间。附近的一个质量稍大的星团（MGG-9）没有显示出这样一个中等质量黑洞的证据，这就提出了一个问题，即星团的什么物理特征可以解释这种差异。在这里，我们报告的演化和集群内的恒星的运动的数值模拟，其中恒星被允许相互合并。我们发现，对于MGG-11，动力学摩擦导致大质量恒星迅速下沉到星团中心，参与失控碰撞，从而产生一颗800- 3000 Msun的恒星，最终坍缩成中等质量的黑洞。在星系团MGG-9中没有发生这样的失控，因为更大的星系团半径导致质量分离时间尺度比MGG-11长五倍。
2004-02-26 astro-ph
Runaway Massive Binaries and Cluster Ejection Scenarios
失控大质量双星的产生为近距离双星和疏散星团的演化提供了关键的见解。恒星HD 14633和HD 15137是这种失控系统的罕见例子，在这项工作中，我们研究了它们从其母疏散星团NGC 654中被弹射出来的机制。我们讨论的观测特性，可用于区分超新星弹射系统的动力学相互作用，我们提出了一个新的无线电脉冲星搜索这些系统的结果，以及他们预测的X射线通量的估计，假设每个二进制包含一个紧凑的对象。由于在这些系统中既没有观测到双星，也没有观测到X射线辐射，因此我们不能断定这些双星中含有紧密的伴星。我们还考虑了它们是否可能是在它们形成的稠密环境中通过动力学相互作用而被弹射出来的，我们对四体相互作用的模拟表明，动力学起源是可能的，但不太可能。我们建议进行进一步的X射线观测，以最终确定HD 14633或HD 15137是否包含中子星。
2006-12-29 astro-ph
Collisions Between Single Stars in Dense Clusters: Runaway Formation of a Massive Object
使用蒙特卡罗代码，我们遵循碰撞演化的集群在各种情况下。我们考虑的条件下，一个集群的主序星可能会经历快速的核心崩溃，由于质量分离，从而进入一个阶段的失控碰撞，形成一个非常巨大的恒星（VMS，M >= 1000 Msun），通过重复碰撞之间的单星。虽然碰撞的质量损失占现实，我们发现，VMS形式，即使在原星系核模型与高速色散（许多100公里/秒）。这样的VMS可能是中等质量黑洞（M >= 100 Msun）的前身。相反，在中心有一个大质量黑洞的星系核中，碰撞被发现是破坏性的。受到碰撞的恒星逐渐被高速碰撞所粉碎，合并序列似乎是不可能的。
2004-10-13 astro-ph
Young Stellar Groups, Runaway Stars, and Pulsars
依巴谷和射电观测提供的毫角秒天体测量使得有可能以足够的精度追溯附近失控恒星和逃逸星的轨道，以确定它们的母星团或星协。在两种情况下，甚至可以推断出具体的地层情况。逃逸恒星zeta Oph和PSR J1932+1059是一颗超新星爆炸的结果，这颗超新星爆炸发生在100万年前的上天蝎座星协的一颗大质量双星中。在这次事件中，脉冲星的反冲速度约为350 km/s。逃逸恒星μ Col和AE Aur以及孤立的偏心大质量双星iota Ori来自一次双星-双星相遇，最有可能是在250万年前的梯形星团内。未来的天体测量任务，如DIVA，FAME，特别是GAIA，将允许将这些研究扩展到银河系盘的很大一部分，并将对大质量恒星的形成和演化提供新的限制。
2000-07-28 astro-ph
Deeper Chandra Follow-up of Cygnus TeV Source Perpetuates Mystery
HEGRA合作报告的对天鹅座中未知TeV源的50 ksec钱德拉观测显示没有明显的漫射X射线对应物。然而，在扩展的TeV J2032+4130源区内或附近探测到240个点状X射线源，其中至少36个是大质量恒星，2个可能是射电发射源。不能排除HEGRA源是一个复合源，与我们观察到的多个点状X射线源相对应。事实上，点状X射线源的分布似乎是不均匀的，并广泛集中在TeV源区域的范围内。基于TeV范围内宇宙射线的局部加速和星协中OB与小质量恒星的差异分布，我们提出了天鹅座OB 2中甚高能量γ射线辐射起源的假说。
2005-11-03 astro-ph
New very massive stars in Cygnus OB2
紧凑的天鹅座OB 2包含大量的大质量恒星，但它的总质量目前是一个有争议的问题。虽然最近的调查在天鹅座OB 2周围发现了大量的OB星，但对其中光学最亮的恒星的详细研究表明，大多数都不是该协会的一部分。我们观察了光学暗淡的OB恒星候选者的额外样本，目的是检查更模糊的候选者是否相应地更有可能是天鹅座OB 2的成员。9个天体的低分辨率光谱允许拒绝一颗前景星，并选择四颗O型星，后来在更高的分辨率下观察到。在随后的运行中，我们在分类区域中观察到了另外三颗恒星，还有三颗恒星在远红区。我们确定了五个（也许是六个）新的进化非常大质量的恒星和三个主要的序列O型星，所有这些都可能是天鹅座OB 2的成员。新的发现可以更好地定义上HR图，表明该协会的年龄约为250万年，并暗示该协会中的O3-5超巨星是蓝离散星，要么更年轻，要么遵循与其他星团成员不同的进化路径。虽然大部分早期恒星似乎属于（近似）单一年龄的群体，但有足够的证据表明，在相同的距离上存在一些更老的恒星。我们的研究结果表明，尽管天鹅座OB 2不太可能包含多达100颗O型恒星，但它的质量确实比最近的红外测量之前所认为的要大得多。
2008-06-17 astro-ph
No Massive Black-Hole in Cygnus X-3
最近有人提出天鹅座X-3包含一个质量约为17太阳质量的黑洞（BH）。这种解释与之前的说法密切相关，即天鹅座X-3包含一颗质量约为10太阳质量的沃尔夫-拉叶星。后一种解释意味着这颗近距离双星（P = 4.8 hr）中的X射线源被一股相对较冷的超强风（大于10^{-5}太阳质量/年）所笼罩。可以证明，这样的风将是完全不透明的低能X射线从源观察到的，因此沃尔夫-拉叶假说不能是一个正确的。通过同样的论证，还可以得出致密天体的质量必须适中，排除了天鹅座X-3中存在大质量BH的可能性。然而，请注意，目前我们还不能严格排除天鹅座X-3或任何其他被认为含有中子星作为致密天体的X射线双星中可能存在恒星质量BH的可能性。然而，对于天鹅座X-3来说，一个更可能的情况是，紧凑的物体是一颗正则中子星（NS），而伴星是一颗质量极低的矮星，大约0.001太阳质量，很像PSR 1957+20。
1998-02-11 astro-ph
Runaway collisions in young star clusters. II. Numerical results
我们提出了一个新的研究碰撞失控的情况下，形成一个中等质量的黑洞（IMBH，MBH > 100 Msun）在一个年轻的，紧凑的星团的中心。第一个阶段是通过质量分离和重力热坍缩形成一个非常致密的大质量恒星（Mstar =~ 30-120 Msun）的中央核心。先前的工作建立了在大质量恒星演化出主序（MS）之前发生这种情况的条件。在这篇论文和一篇配套论文中，我们通过实施恒星之间的直接碰撞来研究下一阶段。使用Monte Carlo恒星动力学代码，我们遵循的核心崩溃和随后的碰撞阶段在100多个模型不同的集群质量，大小和初始浓度。碰撞被视为理想的“粘球”合并或使用来自三维流体力学计算的现实处方。在所有的情况下，核心坍缩发生在小于大质量恒星的MS寿命（~ 300万年），我们获得了一个非常大的恒星（VMS，Mstar =~ 400-4000 Msun）通过合并失控序列的增长。碰撞造成的质量损失，即使速度弥散高达σ 1D ~ 1000 km/s，也不能阻止失控。导致失控的星系团参数空间区域比以前的工作预测的更广，因为在sigma 1D> 300 km/s的星系团中，碰撞加速（在极端情况下，驱动）核心坍缩。虽然VMS在表现出失控的模型中迅速增长到> 1000 Msun，但我们无法准确预测其最终质量。这是因为逃逸过程的终止最终必须由恒星动力学、流体动力学和VMS的恒星演化之间复杂的相互作用决定。[删节]
2006-01-16 astro-ph
High-mass X-ray binaries and OB-runaway stars
高质量X射线双星是大质量双星系统演化的一个重要阶段。HMXB提供了独特的诊断方法来测试恒星演化，探测辐射驱动风的物理学，研究质量吸积过程，并测量紧凑物体的基本参数。由于超新星爆炸在这些系统中产生了中子星（或黑洞），HMXB具有很高的空间速度，因此是失控的。另外，OB-逃逸恒星可以通过动力学相互作用从星团中被弹射出来。依巴谷卫星的观测结果表明，这两种情况都在起作用。只有少数OB失控（和HMXB）的风弓激波已被检测到。这也许可以用星际介质变化的局部条件来解释。
2001-01-17 astro-ph
Cygnus X-2, super-Eddington mass transfer, and pulsar binaries
我们认为天鹅座X-2的二级恒星的不寻常的演化状态。光谱数据给出了低质量（$M_2 \simeq 0.5 - 0.7\msun$）和大半径（$R_2 \simeq 7\rsun$）和高光度（$L_2 \simeq 150\lsun$）。我们发现，这颗恒星非常类似于早期大规模的情况下B演化的残余，在此期间，中子星喷出的大部分$\sim 3\msun$从捐助者（初始质量$M_{\rm 2i}\sim 3.6\msun$）在其热时间尺度$\sim 10^6$年。由于系统太宽，导致共同的信封演变，这强烈支持的想法，中子星有效地蒸发过量流入超爱丁顿质量转移。天鹅座X-2的初始质量比$q_{\rm i} = M_{\rm 2i}/M_1$在接近$q_{\rm i}\simeq 2.6$的狭窄临界范围内是不寻常的。较小的$q_{\rm i}$导致长周期系统，前施主在Hayashi线附近，较大的$q_{\rm i}$导致周期较短的脉冲星双星和相对大质量的白矮星伴星。后者自然解释了几个毫秒脉冲双星中令人惊讶的大质量伴星。因此，像天鹅座X-2这样的系统可能是形成脉冲星双星的重要通道。
1999-07-20 astro-ph
Runaway collisions in young star clusters. I. Methods and tests
我们提出的方法和准备工作，我们的研究碰撞失控的情况下，形成一个非常大质量的恒星（VMS，M > 400 Msun）在一个年轻的，紧凑的星团的中心。在这个过程的第一阶段，一个非常致密的大质量恒星（M =~ 30-120 Msun）的中央核心通过质量分离和重力热坍缩形成。这导致了碰撞阶段，可能导致形成VMS（本身可能是中等质量黑洞的祖先），通过大质量恒星之间的合并失控序列。在本文中，我们提出了在一般的天体物理背景下的失控的情况。然后，我们解释了用于调查它的数值方法。我们的方法是基于Monte Carlo代码使用非常大量的粒子（几个1 e5到几个1 e6）来模拟球形星团的恒星动力学。最后，我们报告进行测试计算，以确保我们的重要物理实现是健全的。在第二篇论文中，我们提出了从100多个集群模拟实现的结果，以确定导致碰撞形成的VMS和失控序列的特性的条件。
2006-01-16 astro-ph
The Massive Runaway Stars HD 14633 and HD 15137
本文介绍了两颗逃逸O型星HD 14633（ON8.5 V）和HD 15137（O9.5 III（n））的径向速度研究结果。我们发现HD 14633是一个单线分光双星，轨道周期为15.4083天。第二个目标HD 15137是一颗视向速度变星，可能是一颗周期接近1个月的单线分光双星。这两个双星有大偏心率，小半振幅，和一个小的质量函数。我们显示的轨道上的恒星在天空中的运动的基础上整合的银河系的潜力，我们认为，这两颗恒星都是从附近的疏散星团NGC 654英仙座螺旋arm. The二进制轨道参数和失控的速度是一致的想法，这两颗恒星都是由超新星爆炸抛出的双星，他们主机中子星同伴。我们发现，自弹射的飞行时间比预测的恒星演化时间尺度更长，这可能表明它们的质量低于通常与它们的光谱分类相关的质量和/或它们的寿命通过快速旋转而延长。
2004-10-29 astro-ph
The Becklin-Neugebauer Object as a Runaway B Star, Ejected 4000 years ago from the theta^1C system
我们试图解释Becklin-Neugebauer（BN）天体作为逃逸B星的性质，正如Plambeck等人（1995）最初提出的那样。这是研究得最好的亮红外光源之一，位于猎户座星云团-大质量恒星形成理论的重要试验场。通过对BN自行的射电观测，我们将其轨迹追溯到梯形星θ ^[1C]，它是星团中质量最大的恒星（45 M太阳），是一个相对紧密的可见双星（17天文单位），次级有一颗B星。这个起源可能是最近已知的B星逃逸事件，发生在4000年前，提供了一个独特的测试模型，从多个系统的大质量恒星弹射。尽管BN的质量很模糊，但我们可以从它的辐射热光度和θ ^1C的反冲来限制它的质量（~7兆太阳）。逃逸的B星与周围稠密气体的相互作用会产生一个致密的风弓激波。我们认为，钱德拉可能已经看到了来自这种冲击气体的X射线发射：在BN运动方向上，从射电位置的偏移量约为300 AU。在此模型中，我们对环境密度、风质量损失率和风速进行了约束。BN在500年前最接近大质量的原恒星，源“I”。这可能引发了增强的吸积，从而导致外流，这与之前关于外流是最近（约10^3年）“爆炸性”事件的解释一致。
2004-04-07 astro-ph
Long GRBs from binary stars: runaway, Wolf-Rayet progenitors
长伽马射线暴的波塞冬星模型需要一颗快速旋转的沃尔夫-拉叶星作为祖先。我们测试的想法，生产快速旋转的沃尔夫-拉叶星在大规模的近距离双星通过质量吸积和连续的准化学均匀的演变;后者以前曾被证明提供低于一定的金属丰度阈值的单星的missars。这里提出的双星通道可以提供一种手段，大质量恒星获得所需的高自转速率的演变准化学均匀，并履行的Bracksar的情况。此外，这表明很大一部分长伽马射线暴可能发生在逃逸恒星中。
2007-09-06 astro-ph
Runaway Merging of Black Holes: Analytical Constraint on the Timescale
继在星暴星系M82中发现一个质量为10^3-10^6 M（太阳）的黑洞（BH）之后，我们研究了这样一个黑洞通过恒星质量黑洞在星团内的连续合并形成。合并具有失控特性。这是因为大质量黑洞会沉入星系团的核心，并且具有高的数量密度，而且大质量黑洞的合并概率也更高。我们使用Smoluchowski方程研究解析BH质量分布的演变。在有利的条件下，星暴星系中的某些星团预计会发生失控合并，其时间尺度最多为10^7年。这段时间足够短，可以解释在一个正在进行的星暴区域中存在一个比10^3 M（太阳）重的BH。
2002-01-08 astro-ph
Star cluster ecology III: Runaway collisions in young compact star clusters
利用N体模拟方法研究了年轻致密星团的演化，其中既考虑了恒星演化，又考虑了恒星间的物理碰撞。初始条件选择代表R136，一个紧凑的星团在30剑鱼座地区的大麦云。目前的运行不包括原始二进制的影响。我们发现，在这些模型中，恒星之间的物理碰撞是频繁的，最大质量的恒星的演化和集群的动力学演化是密切耦合的。在所有的情况下，一颗恒星通过与其他恒星的合并，质量稳定增长，在不到3-4百万年的时间内形成一颗非常大质量（>100 Msun）的恒星。这种失控合并的增长率比基于简单横截面参数的估计要大得多，主要是因为恒星通常在核心中发现，并且倾向于与其他大质量恒星形成双星。每一次新的碰撞都会使逃逸粒子“恢复活力”，因此它的寿命大大延长。在观测上，这样的恒星在赫罗图中会以蓝离散星的形式出现。当逃逸形成一个黑洞时，它所在的双星通常是离解的。
1999-02-26 astro-ph
The Origin of Massive O-type Field Stars. Part II: Field O stars as runaways
在两篇论文中，我们试图通过排除银河场中发现的O型恒星实际上在那里形成来确认所有银河系高质量恒星都是在星系团环境中形成的。在de Wit等人（2004年）的研究中，我们展示了以43颗大质量O型场星为中心的5个弧分场的深K波段成像，显示这些天体大多数是单个天体。在这方面的贡献，我们探讨的可能性，现场O星是动态地从年轻的星团，通过调查他们特有的空间速度分布，他们的距离从银河系平面，和他们的空间附近已知的年轻星团。我们（重新）确定22场O型星作为候选人失控OB-星。统计数据显示，所有V < 8的O型恒星中，约有4%可以被认为是在星团环境之外形成的。大多数是光谱上的单一物体，有些是视觉上的双星。基于我们的统计分析，导出的O型星在现场形成孤立的百分比与采用幂指数β = 1.7的普遍星团丰度分布的计算所预期的一致，假设星团丰度分布是连续的，直到包含一颗恒星的最小星团。
2005-03-16 astro-ph
A runaway collision in a young star cluster as the origin of the brightest supernova
NGC 1260中的超新星2006 gy是\cite{2006CBET..644....1Q, 2006CBET..647....1H, 2006CBET..648....1P, 2006CBET..695....1F}记录到的最明亮的一颗。它的前身可能是一颗质量非常大的恒星（$>100$ \msun）\cite{2006astro.ph.12617S}，但这与超新星光谱中的氢不相容，因为人们认为$>40$ \msun在爆炸前几十万年就已经脱落了氢包层\cite{2005A&A...429..581M}。或者，它的前身可能是由两颗大质量恒星\cite{2007ApJ...659L..13O}合并而成。在这里，我们表明，在一个密集和年轻的星团（在星系中心附近的那种预期）的大质量恒星的碰撞频率足以提供一个合理的机会，SN 2006gy来自这样的轰击。如果这是正确的解释，那么我们预测，当超新星消失时（大约一年左右），在爆炸现场可以看到一个密集的大质量恒星群。
2007-11-14 astro-ph
The Cygnus X region - a multiwavelength view
天鹅座X区域是银河系内距离我们最近的大质量恒星形成区域之一，在整个电磁波谱中，从无线电波到伽马射线波，都有显著的辐射。本文回顾了我们目前的知识，通过描述其多波长特性。特别强调将给予中央星团天鹅座OB 2，占主导地位的能量和运动学在该地区。该星系团也被认为是核合成的活跃场所，可以通过观察到1809 keV的伽马射线线来追踪，这归因于26 Al的放射性衰变。由SPI望远镜上的INTEGRAL伽马射线天文台获得的新观测结果将证实这一假设，并首次允许测量热天鹅座X超气泡中气体的运动学。
2004-07-02 astro-ph
A new Wolf-Rayet star in Cygnus
我们报告在天鹅座方向发现了一颗新的沃尔夫-拉叶星。这颗恒星是一颗非常红的恒星，但在红外波段相当明亮，J = 9.22，H = 8.08，K = 7.09（2质量）。根据它的H + K光谱，我们将WR 142 a分类为WC 8星。我们已经估计了它的属性作为参考的其他WC 8恒星在太阳附近以及WR 135，其近红外光谱是非常相似的。因此，我们得到前景红化为A（V）= 8.1等，M（J）=-4.3，log（L/Lo）= 5.0 - 5.2，R = 0.8 Ro，T = 125，000 K，M = 7.9 - 9.7 Mo，质量损失为（1.4 - 2.3）e-05 Mo/年。由此得出的距离模数DM = 11.2 +/- 0.7等，将其置于天鹅座臂中几个OB星协所占据的区域，特别是在天鹅座OB 2和天鹅座OB 9的外围。仅凭其在天空中的位置，我们无法明确地将这颗恒星归属于任何一个星协，但基于天鹅座OB 2更丰富的大质量恒星含量，它似乎更有可能属于后者。
2002-10-08 astro-ph
Wolf-Rayet and O Star Runaway Populations from Supernovae
我们提出了数值模拟的逃逸分数之间的O和沃尔夫-拉叶星人口造成的恒星从双星的超新星的同伴弹出。从观测上看，这两种类型的恒星的逃逸分数是相似的，这促使人们解释说，密切的动力学相互作用是这些高速恒星的主要原因。我们表明，只要初始的二元分数是高的，一个方案，其中三分之二的大规模失控是从超新星是符合这些意见。我们的模型还预测了一个低频率的失控与中子星的同伴和一个非常低的分数可观察的沃尔夫-拉叶-紧凑的同伴系统。
2005-08-22 astro-ph
Detection of Wolf-Rayet stars in host galaxies of Gamma-Ray Bursts (GRBs): are GRBs produced by runaway massive stars ejected from high stellar density regions ?
我们获得了几个邻近的伽马射线暴（GRB）宿主星系的深光谱观测，首次揭示了沃尔夫-拉叶（WR）星和许多O星的存在，位于丰富和紧凑的集群或恒星形成区。令人惊讶的是，高空间分辨率成像显示，伽玛暴和相关的超新星并没有发生在这些地区，而是在数百秒差距之外。考虑到伽玛射线暴祖先的各种情况下，我们没有找到任何简单的解释，为什么他们应该优先出生在低恒星密度的地区。所有的研究伽玛暴和相关的SNe都发生在400至800 pc的非常高密度的恒星环境，包括大量的WR星。这样的距离可以以100 km/s或更大的速度旅行，假设旅行时间是WR星的典型寿命。这使我们认为，伽玛暴的祖先可能是从紧凑的大质量星团中喷射出来的逃逸大质量恒星。从这样的超级星团的喷射可能会导致这些恒星的自旋，产生氢和/或氦包层的损失，导致与伽玛暴相关的Ibc型超新星的起源。如果这种情况适用于cd text/Sc所有的伽玛暴，它提供了一个自然的解释，非常小的一部分大质量恒星在其生命的尽头发射伽玛暴。另一种可能是伽玛暴的双星起源，但这仍然需要解释为什么它会优先发生在低恒星密度区域。
2006-04-21 astro-ph
Black Holes in Massive Star Clusters
年轻致密星系团中恒星之间的近距离相遇和物理碰撞可以为恒星演化带来新的通道，并可能通过失控合并形成超大质量恒星和黑洞。我们提出了这个过程中的一些细节，使用N体模拟和简单的分析估计的结果，把它预期发生的集群参数的限制。对于小的星团，逃逸的质量实际上受到系统中大质量恒星总数的限制。对于较大的星团，逃逸质量取决于仍在主序星上的恒星能够质量分离到星团核心的比例。在典型的情况下，结果在通常引用的中等质量黑洞的范围内。因此，这一机制可能对致密星系团核心中大质量黑洞和黑洞双星的形成具有重要意义。
2004-11-06 astro-ph
Formation of Massive Black Holes in Dense Star Clusters
本文综述了稠密星团中中心大质量黑洞可能的动力学形成过程。我们专注于包含几千到几百万颗恒星的年轻星团的早期动力学演化。在这些系统中，一个中心种子黑洞的自然形成路径涉及斯皮策不稳定性的发展，通过这种不稳定性，最大质量的恒星可以在很短的时间内驱动星团的核心坍缩。核心密度的突然增加导致了失控的碰撞过程，并形成了一个非常巨大的合并残留物，然后必然坍缩成一个黑洞。或者，如果最大质量的恒星在核心坍缩之前结束了生命，就会形成一个恒星质量黑洞的中心星团。这个星系团可能会在达到通过引力辐射驱动失控合并过程所必需的高度相对论状态之前蒸发，从而避免形成中心大质量黑洞。我们总结了这些不同的路径将遵循的条件下，并提出了最近的数值模拟的结果，展示了大质量恒星之间的快速核心崩溃和失控碰撞的过程。
2003-04-01 astro-ph
On the onset of runaway stellar collisions in dense star clusters I. Dynamics of the first collision
我们研究的情况下，第一次碰撞发生在年轻和密集的星团。我们的直接$N$体模拟的初始条件是这样选择的，即在最大质量的恒星离开主序星之前，星团在几百万年内经历核心坍缩。事实证明，第一次碰撞通常是由星团中质量最大的恒星驱动的。到达星团核心后，由于动力学摩擦，大质量恒星倾向于形成双星。双星系统的截面比单颗恒星大，这使得其他恒星与双星系统发生碰撞。其中一颗双星与第三颗恒星之间的碰撞是由双星与其他星团成员之间的相遇所介导的。由于联星与单星啮合的几何形状，碰撞时刻的相对速度与两体相遇时有很大不同。这可能对碰撞产物的进一步演变产生深远的影响。
2007-12-05 astro-ph
Spectral variability in Cygnus X-3
我们模拟了由罗西X射线定时探测器观测到的天鹅座X-3在所有状态下的宽带X射线谱。从我们的模型中，我们第一次推导出未吸收的光谱形状和光度的光谱状态的全部范围。我们解释的非吸收光谱的康普顿化的混合电子分布和强康普顿反射。我们研究了它的光谱演化，并与其它黑洞源和中子星源进行了比较。我们发现，一个中子星吸积体是不一致的光谱演化作为一个功能的Ledd，特别是不与过渡到硬态。我们的结果指出天鹅座X-3中的致密天体是一个质量约为30兆太阳的黑洞。
2008-10-09 astro-ph
HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy
超高速恒星（HVS）最初被理论预测是由一个超大质量黑洞（SMBH）加速一个组成部分超过银河系的逃逸速度（希尔斯机制）的潮汐破坏双星系统的结果。因为银河系中心有这样一个SMBH，所以它被认为是HVS的起源地。然而，SMBH范式最近受到了年轻的HVS HD 271791的挑战，因为它的运动学指向银河系圆盘贫金属边缘的诞生地。在这里，我们报告了HD271791的大气层确实显示出太阳下的铁丰度以及α元素的增强，这表明从超新星或更高能的超新星中捕获了核合成产物。这意味着HD 271791是在超新星爆炸中被破坏的大质量双星系统的幸存次级。迄今为止，还没有发现这样的逃逸恒星超过银河系的逃逸速度，因此HD 271791是第一颗超逃逸恒星。这种失控的情况是一种替代希尔斯机制的加速一些高速公路与中等速度。观测到的HD 271791的化学成分对来自超大质量恒星（M_ZAMS >= 55 M_Sun）的核心坍缩的超新星核合成提出了宝贵的观测限制，这可能被观测为长持续时间/软谱类型的伽马射线暴。
2008-11-04 astro-ph
An unidentified TeV source in the vicinity of Cygnus OB2
使用切伦科夫望远镜的HEGRA立体系统在TeV能量下对天鹅座区域进行的深度观测（约113小时）意外地发现了一个信号，该信号位于OB星协天鹅座OB 2的核心内，位于EGRET源3EG J2033+4118的95%误差圆的边缘，距离天鹅座X-3以北约0.5度。源的重心为RA（J2000）：20小时32米07秒+-9.2秒（stat）+-2.2秒（sys），Dec（J2000）：+41度30' 30”+-2.0'（stat）+-0.4'（sys）。该源是稳定的，具有+4.6 σ的试验后显著性，在~ 3 σ水平下半径为5.6'的延伸指示，并且具有具有硬光子指数为-1.9 +-0.3（stat）+-0.3（sys）的微分幂律通量。1 TeV以上的积分通量约为蟹状星云的3%。目前还没有发现其他波长的TeV源的对应物，它的扩展将不利于唯一的脉冲星或活动星系核起源。如果与天鹅座OB 2相关联，这种密集的年轻大质量恒星提供了一个有利于多TeV粒子加速的环境，并可能随后与附近的气体云相互作用。或者，我们可以设想通过喷流驱动的终端激波产生伽马射线。
2002-10-02 astro-ph
The violent past of Cygnus X-2
天鹅座X-2似乎是中等质量X射线双星（IMXB）的后代。使用Mazzitelli（1989）的恒星代码，我们计算详细的演化序列的系统，发现它的史前是敏感的恒星输入参数，特别是在主序列阶段的核心超调量。在对流超调的标准假设下，从3.5 M太阳施主星开始的B情况下的质量转移是天鹅座X-2最有可能的演化解。这使得目前观测到的状态相当短暂，大约为300万年，并且需要银河系中这种系统的形成速率> 1 e-7 - 1 e-6/年。我们的计算表明，中子星IMXB与最初更大的施主（> 4 M_sun）遇到延迟动力学不稳定性，他们不太可能生存这个快速的质量转移阶段。我们确定天鹅座X-2的年龄和初始参数的限制，并计算可能的动力学轨道的系统在一个现实的银河系的潜力，鉴于其观测到的径向速度。我们发现的轨迹是一致的祖先二在银河系平面内的太阳圈，收到踢速度< 200公里/秒的中子星诞生时的圆形轨道。模拟表明，大约7%的IMXB从标准的反冲速度谱中获得任意的反冲速度，最终将进入类似于天鹅座X-2的轨道，而大约10%的IMXB达到更大的银河系中心距离。
2000-03-29 astro-ph
Runaway and hypervelocity stars in the Galactic halo: Binary rejuvenation and triple disruption
在遥远的星系晕中观测到的年轻恒星通常被认为是在其他地方形成的，要么是在银河系盘，要么可能是在银河系中心，然后以高速喷射到它们现在的位置。然而，其中一些恒星的寿命比从银盘/中心飞行所需的时间短。我们认为，这样的恒星已经在近距离逃逸或超高速双星演化。这种双星的恒星演化可以驱使它们进入质量转移构型，甚至合并。这样的进化可以使它们恢复活力（例如蓝色离散星），并延长它们在弹射后的寿命。这样一来，这些恒星延长的寿命就可以与它们飞向星系晕的时间相一致。我们研究了二进制失控和超高速恒星的可能性，并表明，这样的二进制可能已经弹出三重中断和其他动力学与恒星或大质量黑洞的相互作用。我们表明，目前观察到的“太年轻”的恒星在晕可能已经从银河系盘或银河系中心，并在其当前的位置，如果他们被弹出的双星被观察到。特别是它表明，超高速恒星HE 0437-5439可能是这样一个再生的恒星。其他关于它从大麦哲伦星系中被驱逐的建议被认为是极不可能的。此外，它的金属丰度是最符合银河系的起源和银河系中心的起源目前不能排除。此外，我们认为，银河系中心的大质量黑洞的三重破坏也可能捕获MBH附近近轨道的双星，其中一些可能后来演变成更大质量的再生恒星。
2009-04-07 astro-ph
