大质量黑洞双星的长期演化。III。碰撞核中的双星演化

碰撞恒星动力学、气体动力学和专用计算

Collisional Stellar Dynamics, Gas Dynamics and Special Purpose Computing

研究恒星动力学问题，如星团重力热振荡的研究，在过去已经开始了非常成功的GRAPE专用计算机的建设。它是讨论，目前的任务，如一个或多个大规模的黑洞和耦合的恒星和气体动力学过程中形成的核和星团的星系核的形成和演化，需要一种新的混合体系结构，使用GRAPE和可重构的逻辑板称为RACE。对于这样一个系统，我们已经开发了第一个实现和浮点性能研究的情况下，SPH算法（平滑粒子流体动力学），这将是非常有利的SPH建模和直接$N$体模拟使用更有效的艾哈迈德-科恩邻居计划。

活动星系核和X射线双星的两相对日冕模型：如何获得精确解

The Two-Phase Pair Corona Model for Active Galactic Nuclei and X-ray Binaries: How to Obtain Exact Solutions

本文考虑活动星系核和某些X射线双星的两相吸积盘-日冕模型。我们详细描述了如何可以准确地解决偏振辐射转移和康普顿使用迭代散射方法，同时解决冷，热相的能量和对平衡方程。我们考虑到康普顿散射，光子-光子对生产，对湮灭，韧致辐射，和双康普顿散射，以及从冷盘的精确反射。我们认为冠具有平板几何形状，以及冠组成的一个或多个良好分离的活动区域的圆柱或半球几何形状。该方法可用于确定不同方向的光谱强度和偏振出现从盘电晕系统。该代码进行了测试，对蒙特卡罗代码。我们还比较了早期的，不太准确的工作。该方法是一个数量级以上的速度比应用蒙特卡罗方法相同的问题，并有可能被用于光谱拟合软件，如XSPEC。

模拟活动星系核和X射线双星X射线谱的逃逸概率方法与“精确”转移

Escape probability methods versus "exact" transfer for modelling the X-ray spectrum of Active Galactic Nuclei and X-ray binaries

在XMM-牛顿和钱德拉任务的时代，这是至关重要的，使用代码能够正确计算的线频谱的X射线照射厚介质（汤姆逊厚度的数量级的单位），以建立模型的结构和发射的活动星系核或X射线双星的中心区域。在所有的光电离代码，除了在我们的代码泰坦，线强度计算与“逃逸概率近似”。在其最后一个版本中，Titan使用“加速Lambda迭代”方法解决了一千条线和连续体的传输，这是最有效和最安全的线传输方法之一。我们发现，典型的AGN或X射线二元发射介质的条件下，通常使用的逃逸近似导致高估的软X射线线，可以达到一个数量级的强线。

SAX J1808 .4-3658和X射线双星和活动星系核中X射线变率的起源

SAX J1808.4-3658 and the origin of X-ray variability in X-ray binaries and active galactic nuclei

中子星、黑洞X射线双星（XRB）和活动星系核（AGN）的非周期性X射线变率在均方根振幅和通量之间表现出特征性的线性关系，这意味着不同时间尺度上的变率相乘或“耦合”。这种耦合可能是由于耀斑的雪崩，由于磁重联在X射线发射日冕。可替代地，这种耦合可以直接由吸积流中的扰动的耦合引起，所述扰动传播到内部发射区域并且因此调制X射线发射。在这里，我们明确地表明，非周期性的变化，其中携带的均方根流量关系的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的组件也耦合到401赫兹的脉动在这个源。这一结果意味着SAX J1808.4-3658中的均方根通量关系是在中子星磁帽上的吸积流中产生的，而不是在日冕中产生的。通过扩展，我们推断，在吸积流传播扰动，而不是日冕耀斑，是均方根通量关系的来源，因此在其他XRB和活动星系核的非周期性变化。

双星行星状星云核UU射手座和V477天琴座的双色测光：后共包层双星中的超大秒星

Two-colour photometry of the binary planetary nebula nuclei UU Sagitte and V477 Lyrae: oversized secondaries in post-common-envelope binaries

本文介绍了行星状星云Abell 63和Abell 46的食双星核UU Sge和V477 Lyr的新的V和R通带CCD测光。我们对VR光变曲线进行了同步分析，并估计了主星和伴星的有效温度：UU Sge为78 000 $\pm$ 3000和6136 $\pm$ 240 K，V477 Lyr为49 500 $\pm$ 4500和3874 $\pm$ 350 K。我们还重新分析了以前测得的径向速度，并将结果与从光变曲线分析中获得的结果相结合，以获得组件的绝对参数。次级恒星的半径比相同质量的主序星的半径要大。我们确定了这些双星系统的后共包络年龄和热时标，并结合一些选定的后共包络双星，探讨了次级成分半径扩大的可能原因。我们的结论是，行星状星云核的次级成分仍然处于热平衡之外，还有两个后共同包层系统：HS 1136+6646和RE 1016-053。对于其他系统，磁活动被认为是它们扩大半径的更合理的原因。我们还估计了UU Sge和V477 Lyr的共同包络效率参数。

活动星系核的吸积态和射电响度：与X射线双星的类比

Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries

硬度-强度图（HID）已成功地用于研究X射线双星（XRB）中的吸积态及其与射电喷注的关系。XRB和活动星系核（AGN）之间的类比表明，类似的图表可能有助于理解和识别AGN中的吸积状态及其与射电响度的联系。我们构建了“盘分数光度分布图”（DFLDs）作为HID的推广，它绘制了强度与盘在整个光谱能量分布（SED）中的贡献的分数。使用4963斯隆数字巡天（SDSS）类星体与ROSAT匹配的样本，我们经验表明，AGN更有可能有一个高的无线电：光通量比时，它有一个高的总光度或大的非热贡献的SED。我们发现，人们必须考虑至少二维图来理解的射电响度活动星系核。为了将我们的DFLD扩展到较低的光度，我们还包括一个低光度AGN的样本。使用模拟人口的XRB，我们表明，恒星和超大质量黑洞填充类似的地区在DFLD和显示类似的无线电/喷气机的属性。这支持了AGN和XRB具有相同的吸积状态和相关喷流性质的想法。

类氦离子X射线光电离等离子体诊断。活动星系核中的暖吸收体--E_2的应用

X-ray photoionized plasma diagnostics with Helium-like ions. Application to Warm Absorber-Emitter in Active Galactic Nuclei

我们提出了完全和部分光电离介质的类氦线比（共振，互组合和禁戒线）。对于太阳等离子体，这些线比已经广泛用于日冕（碰撞）等离子体的密度和温度诊断。在完全和部分光电离等离子体的情况下，类氦线比允许确定等离子体中涉及的电离过程（有或没有额外的碰撞电离过程的光电离），以及密度和电子温度。有了新一代的X射线卫星、Chandra/AXAF、XMM和Astro-E，就有可能获得高光谱分辨率和高灵敏度的观测。因此，在未来几年内，这三个组成部分的比例将可用于大量非太阳天体的测量。特别是，这些比率可以应用于温暖的吸收体-Ehrs，通常存在于活动星系核（AGN）中。更好地理解暖吸收体与活动星系核中其他区域（宽线区，窄线区）的联系（Seyferts 1型和2型，低和高红移类星体...）将是一个重要的关键，以获得强约束的统一计划。我们计算了Z=6、7、8、10、12和14时的类氦谱线比，并考虑了我们针对辐射和双电子重组以及碰撞激发计算的上层辐射级联。原子数据在很宽的温度范围内制成表格，以便用于解释各种各样的天体物理等离子体。

致密大质量双星中微类星体的TeV中微子

TeV neutrinos from microquasars in compact massive binaries

我们考虑一个紧凑的双星系统，其中沃尔夫-拉叶星供应物质到恒星质量的黑洞或中子星。这种物质形成了一个吸积盘，它像在银河系微类星体中观察到的那样形成喷流。喷流的一部分动能，通常为10%，可以转移到相对论核。这些原子核在与来自吸积盘和大质量恒星的热光子碰撞时，由于光致衰变过程而失去核子。由于光子与原子核的碰撞，大部分从原子核中释放出来的中子会向吸积盘和/或大质量恒星的表面移动，从而在与物质的碰撞中产生中微子。我们以天鹅座X-3双星系统的参数为例，计算了银河系内一个微类星体的1 km^2的冰立方型中微子探测器中的μ介子中微子谱和预期的中微子事件率，条件是核被加速到洛伦兹因子大于10^6，幂律谱指数接近2。

球状星团形成过程中双星分布函数的截断

Truncation of the Binary Distribution Function in Globular Cluster Formation

我们调查人口的原始双星在星团演化的初始阶段。在我们的计算中，我们假设等质量恒星在潮汐截断的气体云中迅速形成，$\sim10$ \%的恒星是双星，并且由此产生的星团经历了一个剧烈弛豫的时期。我们研究了双星与单星的碰撞相互作用，特别是双星的电离和双星与单星之间的能量交换。我们发现，对于大的$N$系统（$N > 10^3$），即使是最激烈的开始留下的二元分布函数基本上完好无损。因此，最初束缚在云的原恒星对中的结合能在弛豫过程中被保留下来，并且双星可以在以后的维里化集群中相互作用。

黑洞X射线双星和活动星系核的低光度吸积

Low-Luminosity Accretion in Black Hole X-ray Binaries and Active Galactic Nuclei

当光度低于爱丁顿的百分之几时，吸积的黑洞会切换到硬光谱状态，这与在更高光度下发现的软黑体光谱状态非常不同。硬态可以用双温、光学薄、几何厚、对流主导的吸积流（ADAF）很好地描述，其中离子非常热（在黑洞附近高达$10^{12}$ K），电子也很热（$10^{12}$ K），热康普顿化主导X射线发射。ADAF的辐射效率随着质量吸积率的降低而迅速降低，当源达到静止时变得非常低。ADAF预计会有很强的外流，这可能解释了为什么相对论喷流通常是从这些源的无线电发射推断出来的。有人提出，大部分X射线发射也来自喷流，但这一点还没有得到很好的证实。

软态X射线双星和活动星系核中X射线变率的吸积冕模型

Accreting corona model of the X-ray variability in soft state X-ray binaries and active galactic nuclei

我们发展了一个包含局部磁旋转不稳定性效应的黑洞吸积双流模型。该流动由一个吸积盘吸积盘和一个吸积日冕组成，局部发电机影响吸积盘/日冕的质量交换。该模型的目的是解释的功率谱密度的源在其软，磁盘为主的状态。圆盘中磁场的局部扰动如King等人（2004）和Mayer和Pringle（2005）所述，但与时间相关的局部磁场被假设影响日冕物质的局部供应。由于日冕中的粘性时间尺度比圆盘中的短得多，因此日冕中的局部扰动不会被涂抹。简单的分析估计和完整的时间相关的计算的磁盘电晕系统进行。吸积日冕模型可以再现软态X射线双星和活动星系核的宽功率谱。然而，该模型预测，（i）源经历辐射压力不稳定性（GRS 1915+105）应该有系统陡峭的功率谱比其他来源，（ii）活动星系核应该有系统陡峭的功率谱比GBH，即使他们的磁盘描述使用粘度成正比的气体压力。显然需要对软态源的功率谱进行更精确的测量。

Scaling of Black Hole Accretion Discs from Gamma-Ray Bursts and Black Hole X-Ray Binaries to Active Galactic Nuclei

I consider how physical processes scale over eight orders of magnitude in black hole mass, from stellar masses in gamma-ray bursts (GRB) and black-hole X-ray binaries (BHXRB) to supermassive active galactic nuclei (AGN). Accretion rates onto stellar mass black holes range over more than sixteen orders of magnitude, from the lower luminosity BHXRB to GRB. These enormous parameter ranges correspond to qualitative as well as quantitative differences in behavior. The fundamental questions involve the balance between nonequilibrium and thermalized plasmas. When energy fluxes exceed a critical value…

星系中心双星黑洞周围的碰撞动力学

Collisional dynamics around binary black holes in galactic centers

我们跟踪两个大质量黑洞在一个球形恒星系统中的下沉，其中黑洞在动力学摩擦的影响下变得束缚。一旦结合，双星通过三体与周围恒星的相遇而变硬。我们发现，二进制的核心内徘徊，提供了一个增强供应的反应伙伴的硬化。双星演化成一个高度偏心的轨道，导致合并远远超过哈勃时间。这些是第一个结果，从一个混合的“自洽场”（SCF）和直接Aarseth N体积分器（NBODY6），它结合了直接力计算的优势与效率的领域的方法。该程序是为在并行结构上使用而设计的，因此适用于具有超大粒子数（> 10^5）的碰撞N体积分。这创造了模拟球状星团与现实的碰撞弛豫和星系核周围的超大质量黑洞恒星系统的动力学的可能性。

恒星系统尖点的起源

On the Origin of Cusps in Stellar Systems

一个起源的无处不在的尖点，无论是在计算机模拟的晕形成的层次聚类宇宙演化和星系核的哈勃太空望远镜（HST）的观测。星系的形成过程可以用碰撞玻尔兹曼方程来描述。通过研究更简单的Fokker-Planck方程得到的见解，我们表明，有一个稳态的，自洽的，尖解的碰撞玻尔兹曼方程对应于$ρ\sim r^{-4/3}$。这个平衡点是稳定的，也是吸引子。它是一个等质量团簇集合的扩散相遇的自然终点。质谱的引入削弱了质量密度尖点。亮度密度的峰值可以被强调或软化，这取决于质量-亮度关系的形式。对早型星系尖形核的可能应用进行了讨论。

大质量黑洞双星的长期演化

Long Term Evolution of Massive Black Hole Binaries

在各种物理机制中研究了星系中心大质量黑洞双星的长期演化，目的是解决"最终秒差距问题“，即，黑洞双星如何缩小到分离状态，从而使发射重力波变得有效。一个双星系统通过引力弹弓将恒星抛出，并在宿主星系中雕刻出一个损失锥。双星的持续衰变需要重新填充损失锥。我们表明，标准的治疗损失锥再填充，来自碰撞松弛系统，如球状星团，可以大大低估了在星系核的再填充率。我们推导出非平衡损失锥动力学的表达式，并计算星系合并后的大质量黑洞双星衰变的时间尺度，获得显着高于迄今为止的衰变率。即使在没有两体弛豫的情况下，双星的衰变也会持续下去，这是因为在偏心轨道上返回到核中的恒星会被反复弹射。我们表明，这种回收的恒星导致一个渐进的，近似对数依赖的二进制结合能对时间的依赖。我们导出了黑洞双星布朗运动引起的损失锥再填充的表达式。我们还表明，数值N体实验是不适合探测这些机制在很长一段时间内，由于虚假的放松。

黑洞存在吗？

Do Black Holes Exist?

要证明黑洞的存在，可能需要确认事件视界的存在。一般的假设认为，只要存在大的致密质量就可以证明黑洞的存在，这是将广义相对论毫无根据地外推到一个强场区域，而在那里广义相对论还没有得到充分的检验。无论是星系核的巨大致密质量，还是x射线双星中恒星质量的巨大致密物体，都不能证明黑洞的存在。与星系核的情况相反，我们有必要的工具来获得x射线双星中事件视界的证明或反证。kHz QPO的观测可以非常快地决定事件视界问题。如果没有，我们仍然可以通过比较引力理论的预测来获得证据，这些引力理论的差异主要在于事件视界的存在与否。对X射线双星模型的详细分析将决定这个问题。

星系核和超大质量黑洞的动力学

Dynamics of galaxy cores and supermassive black holes

综述了近年来关于含超大质量黑洞星系核动力学演化的研究工作。主题包括星系结构特性;无碰撞和碰撞平衡;损失锥动力学;和二元和多重超大质量黑洞的动力学。

致密星团中的单恒星碰撞：大质量天体的失控形成

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。

含10个$M_\odot$黑洞的星系核演化

Evolution of Galactic Nuclei with 10 $M_\odot$ Black Holes

主序星质量大于$25\sim 30\msun$的恒星可能在演化的最后阶段坍缩成大约10 $\msun$的黑洞。在星系中，大约有1%的恒星质量可能以这种黑洞的形式存在。我们研究了由0.7颗$\msun$主序星和10个$\msun$黑洞中的一小部分组成的双组分恒星系统的动力学。动力学摩擦导致黑洞向核心的分离，核心坍缩发生在黑洞之间，其时间尺度远短于单组分星系团所需的时间尺度。双组分恒星系统的最终演化取决于形成于黑洞之间的三体双星的作用。对于具有$v\gta 100\kms$的系统，双星在一定的硬度下通过引力辐射合并而不是被抛出。临界硬度，在碰撞时间和合并时间变得可比，决定了作为热源的二进制的效率。效率被发现是成反比的速度分散。对于没有严重降低加热效率的簇（即，速度色散远低于500 $\kms$），三体双星的加热具有阻止核心坍缩的效果。群集

与X射线双星有关的甚高能γ射线的发现

Discovery of very high energy gamma-rays associated with an X-ray binary

X射线双星是由围绕中子星或恒星质量的黑洞运行的正常恒星组成的。无线电和X射线观测已经导致一些被称为微类星体的X射线双星的假设，它们的行为就像缩小的活动星系核。微类星体已经分辨出了无线电发射，这种无线电发射被认为是由类似于活动星系核喷流的相对论外流产生的，在这种喷流中，粒子可以被加速到很大的能量。由这些粒子的相互作用产生的非常高能量的伽马射线已经从几个活动星系核中被观测到。使用高能立体系统，我们发现了来自候选微类星体LS 5039的伽马射线发射>100 GeV的证据，表明粒子在这些系统中也被加速到非常高的能量。

活动星系RE J1034 +396的~1小时X射线周期

A ~1-hour X-ray periodicity in an active galaxy RE J1034+396

活动星系核和类星体被认为是银河系黑洞双星的放大版本，由质量为10^6-10^9 M_Sun的超大质量黑洞吸积提供动力，而不是双星中的~10 M_Sun。这两类系统之间相似性的一个例子是从吸积流中看到的快速X射线变化的特征。黑洞二进制的这种变化的功率谱由一个广泛的，带限的噪声与多个准周期振荡叠加，其中功率集中在一个狭窄的频率范围。虽然在许多活动星系核中都观测到了宽噪声成分，但没有发现明显的准周期振荡。本文报道了在一个明亮的活动星系RE J1034+396中发现的~1h X射线周期。该信号在统计上是高度显著的（在5.6西格玛水平）并且非常相干，其中品质因数Q > 16。这加强了恒星和超大质量黑洞之间的联系，强调了吸积到质量非常不同的物体上的普遍性质。X射线调制产生于黑洞附近，这为研究活动星系核提供了一种新的工具。

活动星系核和类星体中心引擎中致密天体的形成与合并：伽马射线暴和引力辐射

The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation

在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。

星系核中恒星质量黑洞散射的引力波

Gravitational waves from scattering of stellar-mass black holes in galactic nuclei

在星系核中，恒星质量的黑洞（BH）将在超大质量黑洞（SMBH）周围分离并形成一个陡峭的密度尖点。我们遵循一个多质量系统的BH和恒星的演化，通过数值积分的福克-普朗克能量扩散方程的各种BH质量分布。我们发现，BH“自我分离”，最稀有，最大质量的BH主导的散射率最接近SMBH（< 0.1 pc）。BH-BH双星在BH相遇时由引力波发射形成。我们发现，高级LIGO探测到的BH合并事件的预期速率为~1 - 100/年，这取决于星系核中恒星的初始质量函数和最大质量BH的质量。我们发现，由于许多不同星系中恒星密度的内在散射，实际的合并率可能比这大10倍。在星系核中以这种方式形成的BH双星在进入LIGO波段时具有显著的偏心率（90%，e > 0.9），因此可以与其他双星区分开来，这些双星在被探测到之前就已经成了圆形。我们还表明，偏心合并可以检测到更大的距离和更大的BH质量比圆形合并，高达700太阳质量。未来的地面引力波观测站将能够限制黑洞和星系核中恒星的质量函数。

银河系核大质量黑洞的起源和演化

Origin and Evolution of Massive Black Holes in Galactic Nuclei

毫无疑问，黑洞通常存在于大多数正常星系的核中。近年来，对空穴质量的动态测量已经改变了对它们的功能和演化的研究。特别是，将它们的质量（同时测量）与遥远类星体的性质联系起来，可以限制黑洞及其宿主星系联合演化的模型。结果表明，黑洞的生长是辐射主导的，并且是需求限制的，其e-折叠时间为$\sim40$ Myr，并且大多数局域黑洞质量是在红移z>2的活动星系核中聚集的，而这些红移z>2的黑洞质量是目前还没有直接观测到的.黑洞双星有额外的特征和可观测的结果。

星团的直接N体积分与各向异性气体模型的比较

Comparing Direct N-Body Integration with Anisotropic Gaseous Models of Star Clusters

我们比较的结果来自各向异性气体模型的数据从N体模拟孤立和单组分系统，每个有适度数量的恒星星团的动态演化。N体数据的统计质量通过平均来自许多N体运行的结果而得到改善，每个N体运行具有相同的初始参数，但具有用于初始化粒子的位置和速度的不同随机数序列。我们研究了三体双星各向异性的发展、空间演化和能量产生及其N依赖性。我们估计了各向异性气体模型的下列自由参数：碰撞各向异性衰减的时间尺度和三体双星能量产生公式中的系数。为了在坍缩前和坍缩后的核的N体模型和气体模型之间取得合理的一致，只有双星的能量产生必须改变N。我们发现，各向异性有相当大的影响集群的空间结构，特别是对于中间和外部区域。

大质量黑洞双星的动力学演化- I。固定恒星背景下的硬化

The dynamical evolution of massive black hole binaries - I. Hardening in a fixed stellar background

通过限制性三体问题的散射实验，导出了恒星的抛射率、双星半长轴和偏心率的变化率。它们被用来研究星系核简单模型中双星的演化，从黑洞被束缚后不久开始，一直持续到演化被引力辐射的发射所主导，或者直到喷出的质量太大，星系不能被认为是固定的。偏心率增长被发现是不重要的，除非二进制形式与一个大的偏心率。散射的结果进行了比较与预测从Eschrasekhar的动力摩擦公式和以前的工作捕获和散射彗星的行星系统。他们认为，质量为$m_1\geq m_2$的双星不应该被认为是硬的，直到它的轨道速度超过背景速度色散的一个因子，即$(1+m_1/m_2)^{1/2}$。

S0星系NGC 3065和NGC 4203的低光度X射线活动核

Low-luminosity X-ray Active Nuclei in S0 galaxies NGC 3065 and NGC 4203

本文介绍了两个S 0星系NGC 3065和NGC 4203的ASCA X射线测量结果。在这两个星系中，我们都探测到了来自原子核点状源的硬X射线发射。光子指数为1.8的单幂律模型很好地描述了这些源的光谱，而在S 0星系中常见的薄的热发射是没有检测到的。这些核源的2-10 keV光度分别是10^{41} erg s^{-1}的2.2倍和10^{40} erg s^{-1}的1.5倍，比这些星系中低质量X射线双星的预期亮度高出1-2个数量级。我们的研究结果强烈表明，NGC 3065和NGC 4203的主机低光度活动星系核（LLAGN）。

活动星系核的正弦引力波

Sinusoidal Gravitational Waves from the Nuclei of Active Galaxies

据信，大多数类星体和星系都有两个共同的特征：在它们的核心存在一个超大质量的物体，以及与其他星系有一次或多次相遇的经历。在这种情况下，很可能有相当一部分的活动星系核拥有一个超大质量的双星，由吸积盘提供燃料。这些双星无疑是正弦引力波最强的来源之一。我们调查他们的演化考虑，同时，吸积的黑洞的质量从磁盘，和引力波发射的轨道运动过程中。我们还考虑了其他天体物理的情况下，涉及合并的二进制与非恒定质量。

黑洞事件视界的天体物理学证据

Astrophysical Evidence for Black Hole Event Horizons

天文学家在X射线双星和星系核中发现了许多潜在的黑洞。这些黑洞通常被认定为质量太大而不可能是中子星。然而，直到最近，还没有令人信服的证据表明被确定为黑洞候选者的物体实际上有事件视界。这已经改变了广泛应用的一类吸积模型来描述流动的气体到紧凑的对象;对于这些解决方案，称为对流主导吸积流（ADAF），吸积恒星的黑洞性质，特别是它的事件视界，起着重要的作用。我们回顾的证据表明，在低光度，吸积黑洞的X射线双星和星系核包含ADAF，而不是标准的薄吸积盘。

轨道偏心率对超大质量黑洞双星引力波Background Radiation的影响

The Effect of Orbital Eccentricity on Gravitational Wave Background Radiation from Supermassive Black Hole Binaries

在偏心轨道上的致密双星辐射的引力波（GW）的轨道频率的所有整数谐波。本文研究了轨道偏心率对星系核中超大质量黑洞双星引力背景辐射的影响。为此，我们制定了一个功率谱的GWBR从宇宙学演化的偏心双星。然后，我们将这个公式应用到SMBH二进制的GWBR的情况下。这样做的关键是正确估计合并SMBH二进制文件的数密度。在这项研究中，我们使用一个半解析模型的星系和SMBH的形成。我们发现，GWBR从SMBH二进制的偏心轨道上的频率$f \lesssim 1~{\rm nHz}$的抑制，如果初始偏心率，$e_0$，满足$e_0 > 0.2$和初始半长轴是300倍的Scwarzschild半径。我们的模型预测，虽然功率谱的整体形状和振幅强烈依赖于星系形成的过程，但双星的偏心率会影响低频功率谱的形状，即，$f \lesssim 1~{\rm nHz}$。脉冲星定时测量，可以检测GW在这个频率范围内，可以限制偏心率的影响，从SMBH二进制的GWBR的功率谱。