Old-Population Hypervelocity Stars from the Galactic Center: Limits from the SDSS
我们提出了从SDSS中选出的超过290，000颗恒星的样本中对老年人口HVS的喷射限制。我们推导出在太阳圈的速度从测量的位置和径向速度假设径向轨道，并采用一个简单的等温模型的星系晕，这使我们能够识别候选人绑定和未绑定的弹射器。我们从这个样本中找到了4颗候选的束缚F星，它们都具有负的银河系中心径向速度（即，返回GC）。我们还发现了2颗候选的未绑定恒星（一颗F星和一颗G星），然而，现有的自行测量使这些恒星不太可能从GC中出现。这些数据将老星族恒星从GC中的抛射速率的上限设定为约45/Myr。与质量更大的B星抛射体的速度约为0.5/Myr相比，我们对老人口HVS抛射速度的限制表明GC的质量函数不是底部重的，并且与正常一致。未来对老年人HVS的有针对性的调查可以确定它是否确实头重脚轻。
2008-10-20 astro-ph
Hypervelocity Stars and the Galactic Center
超高速恒星（HVS）的当前知识的总结。HVS之所以令人着迷，是因为它们的性质与Sgr A* 和银河系中心的恒星环境有关。观察HVS的分布可以解决：1）黑洞喷射机制的性质，2）恒星进入Sgr A* 的历史，3）围绕Sgr A* 运行的恒星类型，以及4）独特的测量银河系暗物质势的形状。观测者面临的挑战是找到新的HVS，并加强HVS与银河系中心之间的联系。
2008-11-04 astro-ph
MMT Hypervelocity Star Survey
我们描述了一个新的调查未绑定的超高速恒星（HVS），恒星以这样的极端速度，从一个大质量黑洞（MBH）的动态喷射是他们最有可能的起源。我们调查可能的贡献，未绑定的失控的恒星，并表明，双星的物理性质约束低质量失控的约束速度。我们测量径向速度的HVS候选人的颜色早期A型和晚期B型恒星。我们发现了6个速度和距离超过Kenyon和合作者保守的逃逸速度估计的未结合HVS。我们还报告了4个可能未结合的HVS，其速度和距离超过了薛和合作者的较低逃逸速度估计。这些发现使已知的HVS数量增加了60%-100%。其他调查对象包括19个新发现的z~2.4类星体。其中一个HVS可能是一个水平分支恒星，与银河系中心抛射模型预测的进化HVS数量一致。找到更多进化的HVS，有一天将允许探测HVS的低质量区域，并将限制银河系中心恒星的质量函数。
2008-09-15 astro-ph
The Fate of Former Companions to Hypervelocity Stars Originating at the Galactic Center
位于银河系晕中的超高速恒星SDSS J 090745.0 +024507（Brown et al. 2005）很可能是由中央黑洞SgrA*（Hills 1988）分裂的双星系统产生的。我们研究的命运前二进制同伴类似的超高速恒星（HVS）模拟600个不同的双轨道周围的SgrA* 与直接N体积分代码。对于某些轨道参数，双星分裂过程导致HVS的喷射速度几乎比SDSS J090745.0+024507观测到的速度大一个数量级。前伴星的轨道是高度偏心的，类似于观测到的一些离SgrA* 最近的恒星的轨道。
2006-01-20 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
Production of Hypervelocity Stars through Encounters with Stellar-Mass Black Holes in the Galactic Centre
在银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 的0.1 pc范围内的恒星预计会遇到一群已经分离到该区域的恒星质量黑洞（BH）。其中一些恒星将从一个轨道黑洞上散射，并以高达2000 km/s的速度被踢出银河系中心。我们在各种假设条件下计算了由此产生的超高速星（HVS）的抛射率，发现它与Hills（1988）首先讨论的Sgr A* 的双星潮汐破裂率相当。在某些条件下，这一新的过程足以解释晕中观测到的所有超高速B星，并且可能主导距离Sgr A*~2 pc（>~ 2 Gyr）处寿命远小于弛豫时间尺度的所有HVS的产生速率。由于HVS是由至少两个不可避免的过程产生的，HVS的统计数据可以揭示双峰速度和质量分布，并可以限制黑洞和恒星的分布在最里面的0.1 pc周围的Sgr A*。
2007-10-02 astro-ph
An Alternative Origin for Hypervelocity Stars
具有异常高径向速度的晕星（“超高速”星，或HVS）被认为是不受银河系束缚的恒星，起源于恒星系统与银河系中心的超大质量黑洞的引力相互作用。我们研究了最新的HVS编译，并发现在这个黑洞喷射场景中意想不到的特殊性。例如，很大一部分的HVS聚集在狮子座周围，并共享$\sim 100$-2亿年的共同旅行时间。此外，如果像最近的星系形成模型所建议的那样，银河系嵌入在一个$2.5\times 10^{12} h^{-1} M_{\odot}$暗晕中，维里速度为$\sim 220$ km/s，那么它们的速度就不是真正的极端。在这种情况下，在$\sim 50$ kpc处的逃逸速度将是$\sim 600$ km/s，并且很少HVS将是真正未结合的。我们使用数值模拟表明，破坏矮星系可能会贡献晕星的速度高达，有时超过标称逃逸速度的系统。这些恒星排列在一个薄准直的外向“潮汐尾”中，在最近的近心点通过期间从矮星上剥离下来。因此，我们推测一些HVS可能是最近在银河系中心附近被破坏的矮星的潮汐碎片。在这种解释中，HVS的角度聚类结果是因为从我们的角度来看，尾巴几乎是“端上”，而共同的旅行时间只是反映了这些恒星在一个单一的近心通过期间同时从矮星剥离的事实。这个提议是明显可证伪的，因为它做出了许多与黑洞弹射机制不同的预测，并且应该可以用改进的HVS数据集进行测试。
2008-11-28 astro-ph
A hypervelocity star from the Large Magellanic Cloud
本文研究了恒星HE 0437 -5439的超高速加速过程，并讨论了它可能起源于大麦云云（LMC）。这颗恒星的径向速度为723 km/s，距离太阳61 kpc。质量约为8兆太阳，从银河系中心的旅行时间约为1亿年，比其主序星的寿命长得多。考虑到它与大麦哲伦星云的距离相对较小（18 kpc），我们认为它可能起源于星云，而不是像其他超高速恒星那样起源于银河系中心。在其寿命内，从LMC到其当前位置所需的最小弹射速度约为500 km/s。只有在与大质量黑洞的动力学碰撞中才能获得如此高的速度。我们进行三体散射模拟，其中一个恒星双星遇到一个大质量的黑洞，并发现一个黑洞超过1000 Msun的质量是必要的解释高速度的HE 0437 -5439。我们寻找可能的母星系团HE 0437 -5439，发现NGC 2100和NGC 2004是年轻的，足以容纳恒星同时期的HE 0437 -5439和足够密集，以产生一个中等质量的黑洞能够弹出一个8 Msun的恒星超高速。
2007-01-15 astro-ph
A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars
超高速恒星（HVS）的运动速度如此之快，以至于从大质量黑洞的动力学喷射是它们唯一的起源。在我们发现第一个HVS之后，我们对星系晕中的更多HVS进行了专门的调查，并在这里发现了两个新的HVS：SDSS J091301.0+305120和SDSS J091759.5+672238，其银河系静止坐标系速度分别为+558+-12和+638+-12 km/s。假设HVS是B8主序星，它们的距离分别为~75和~55 kpc，距离银河系中心的旅行时间与它们的寿命一致。我们在1900 deg^2的巡天中发现了两个B8 HVS，结合Yu和Tremaine的HVS率估计，这与从标准初始质量函数中得出的HVS一致，但与从截断质量函数中得出的HVS不一致，比如头重脚轻的拱星系团。目前已知的五个HVS的旅行时间没有提供任何证据表明，在过去的1.6亿年里，银河系中心发生了一次重大的坠落事件。
2006-01-25 astro-ph
Hypervelocity Stars. I. The Spectroscopic Survey
我们讨论我们有针对性地寻找超高速恒星（HVS），恒星的速度如此之快，以至于从大质量黑洞的动态喷射是它们唯一的起源。我们的调查，现在已经完成了一半，已经成功地确定了总共四个可能的HVS加上一些其他不寻常的物体。在这里，我们报告了最近发现的两个HVS：SDSS J110557.45+093439.5和可能的SDSS J113312.12+010824，其银河系静止坐标系速度分别为+508+-12和+418+-10 km/s。我们观测到的其他晚期B型天体与星系晕中的后主序星或蓝离散星群一致，平均金属丰度[Fe/H]=-1.3，速度色散为108+-5 km/s。有趣的是，速度分布显示了一个具有大的正速度的物体的尾巴，可能是低速HVS和高速逃逸恒星的混合。我们的调查还包括一些DA白矮星与不寻常的红色，可能是极低质量的对象。我们的两个对象是B超巨星在狮子座A矮星，提供了第一个光谱证据，恒星形成在这个矮星系在过去的~30万年。
2006-04-13 astro-ph
Hypervelocity Stars from the Andromeda Galaxy
在银河系（MW）晕中发现的超高速恒星（HVS）被认为是从银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近喷出的。在本文中，我们调查的HVS的空间和速度分布，这是预期类似的仙女座星系（M31）产生。我们认为三种不同的HVS生产机制：（一）破坏恒星双星的银河系MBH;（二）喷射的恒星由一个螺旋形的中等质量的黑洞;（三）散射的恒星离开一个集群的恒星质量的黑洞围绕MBH轨道。虽然前两种机制会在M31中产生大量的HVS，但我们发现第三种机制在M31中不会有效。我们在一个简单的本星系群模型中数值计算了来自M31的1.2*10^6颗HVS的轨道，从而推断出这些恒星的当前分布。引力聚焦的HVS的MW和弥漫的本地集团介质导致高密度的低质量（太阳质量）M31 HVS MW附近。在维里化的MW晕中，我们预计第一种机制有1000个HVS，第二种机制有几百个HVS;这些恒星中的许多应该有明显的大接近速度（< -500 km/s）。此外，我们预测在M31晕内有5颗超高速RGB星，这些星可以通过观测来识别。因此，未来的MW天体测量或对遥远巨星的搜索可能会发现来自M31的HVS。
2008-02-12 astro-ph
Three-body encounters in the Galactic centre: the origin of the hypervelocity star SDSS J090745.0+024507
希尔斯（Hills，1988）预测，逃逸恒星可以通过与银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）的动力碰撞而加速到大于1000 km/s的速度。最近发现的超高速恒星SDSS J090745.0+024507（以下简称HVS）正在高速逃离银河系，可能是这类天体中的第一个。通过测量的径向速度和估计的到HVS的距离，我们追溯了它在银河系势中的轨迹。假设它是从中心被抛出的，我们发现，一个$\sim$ 2 mas/yr的自行是必要的恒星已经在几个秒差距的SMBH。我们进行三体散射实验，以限制祖先遇到加速HVS。正如Yu & Tremaine（2003）所提出的，我们考虑了SMBH对双星系统的潮汐破坏，恒星与双星黑洞的相遇，以及涉及中等质量黑洞的另一种情况。我们发现，恒星双星的潮汐破裂与一个更大的速度相比，一个单一的恒星和一个二元黑洞之间的遭遇，但有一个较小的喷射率由于更大的可用性的单一恒星。
2005-07-15 astro-ph
Dynamical and evolutionary constraints on the nature and origin of hypervelocity stars
近年来，在银河系晕中观测到了几颗超高速星。这样的恒星被认为是通过银河系中心大质量黑洞（MBH）附近的动力学相互作用而被弹射出来的。有三种情况被认为是它们的抛射：由MBH引起的双星破裂，由吸入的IMBH引起的散射和由靠近MBH的恒星BH引起的散射。这些场景涉及银河系中心不同的恒星星族。在这里，我们使用的银河系中心的恒星星族的动态和进化的参数，以获得强有力的约束HVS的性质和起源的意见。我们表明，IMBH内旋场景需要太多（O（10^3））的主序星B存在接近MBH（<0.01 pc）在内旋时，而目前的观测显示O（10）这样的恒星。SBH的散射也需要在GC中观察到太多的B星，但它可能只占目前观察到的HVS的一小部分。二进制中断的情况仍然与目前的观察一致。此外，它表明，最近建议的签名HVS起源，如超高速双星和缓慢旋转的HVS比建议的要弱得多，需要太大的统计。此外，我们表明，由于接近MBH的条件，大多数双星系统预计不会在该地区生存很长时间。因此，独特的恒星星族，需要长期演变的双星预计不会被弹出的黑洞散射机制的HVS（这也可能与最近观察到的HVS的速度分布的不对称性）。
2008-09-10 astro-ph
The Hypervelocity Star SDSS J090745.0+024507 is a Short-Period Variable
我们提出了高精度测光的超高速恒星SDSS J090745.0+024507（HVS），它有一个银河系的静止坐标系径向速度为v=709公里/秒，所以很可能是从银河系中心的超大质量黑洞喷射。我们的数据是使用MMT 6.5米望远镜在两个晚上获得的，并补充了使用FLWO 1.2米望远镜在四个晚上获得的较低精度测光。高精度测光表明，HVS是一个短周期、低振幅的变星，周期P=0.2 ~ 2天，振幅A = 2- 10%。加上已知的有效温度T_eff ~ 10，500 K（光谱类型B 9），这种变化意味着HVS是慢脉动B型主序星的一员，从而解决了先前报道的恒星光度和距离的双重简并。HVS的日心距离为71 kpc，年龄约为0.35 Gyr。从银河系中心喷出的时间<1亿年，因此OS的存在构成了观测证据，证明在大约0.1 Gyr前，中央超大质量黑洞附近存在着年轻恒星。这是可能的，HVS是一个成员的二进制的潮汐中断的中央黑洞，我们讨论的约束条件的性质的同伴的轨道。
2005-07-21 astro-ph
What Can the Distribution of Intergalactic Metals Tell us About the History of Cosmological Enrichment?
我研究星系际金属的空间分布与产生它们的源的质量和喷射能量之间的关系。在各种各样的模型中，金属富集由最小的有效源控制，因为富集体积的尺度大致为E^{3/5} ~ M^{3/5}，而源的数密度为1/M。在所有的情况下，最早的来源有最大的影响，因为固定的同动距离对应于更高红移的更小的物理距离。这意味着大部分的富集量都是在稀有峰附近发现的，星系间的金属自然是高度聚集的。此外，这种聚类是如此强烈，以至于导致单个气泡之间的大重叠。因此，富集z ~ 3区域的典型半径应被解释为对源分组的约束，而不是典型源的喷射半径。类似地，富集区的聚集应被视为源偏置而不是质量的度量。
2005-04-04 astro-ph
Jets and Tori in Proto-Planetary Nebulae
我们研究了恒星从渐近巨星分支到行星状星云阶段过渡过程中喷流和分子环面出现的时间序列。喷流和环面是这一演化的突出特征，但它们的起源尚不确定。使用光学和毫米线运动学，我们确定的喷射历史中观察良好的情况下的样本。我们发现，喷流和环面几乎同时发展。我们还发现了喷流通常比tori稍晚出现的证据，滞后时间为几百年。这些特征提供了强有力的证据，表明喷流和环面是物理相关的，它们对喷流形成理论提出了新的限制。在短时间尺度上，一个离散的环面被喷流喷出，这有利于伴星与中央恒星相互作用的模型。模型与长时间尺度，或与喷气机其次是环面，被排除在外。
2007-03-21 astro-ph
The Reionization History and Early Metal Enrichment inferred from the Gamma-Ray Burst Rate
根据Yonetoku等人最近发现的谱峰能量-光度关系，估算了$4 \leq z \leq 12$红移处的伽马射线暴（GRB）事件率，我们通过观测得到了高红移宇宙中Pop III型恒星的恒星形成率。因此，我们发现Pop III星可以在$4 \leq z \leq 12$连续形成。使用导出的Pop III SFR，我们试图估计紫外（UV）光子发射率在$7 \leq z \leq 12$的红移范围内的电离辐射强度的观测信息尚未获得。我们发现，在$7 \leq z \leq 12$的紫外发射率可以作出显着的贡献，早期再电离。最大发射率高于保持电离星系际物质在$7 \leq z \leq 12$所需的水平。当Pop III天体电离光子的逃逸率小于10%时，IGM在一定的红移处被中和，可能导致双重再电离。至于富集度，Pop III天体中合成的所有金属的喷出与IGM金属丰度略有一致，尽管Pop III天体中金属的局限性可大大降低富集度。
2005-04-15 astro-ph
Line shape diagnostics of Galactic 26Al
放射性26 Al在衰变同位素的坐标系中能量为1808.7 keV，其伽马射线线的形状由其衰变时的运动学决定，通常是从核合成源射入星际介质后的10 ^6 y。有三种线宽测量方法：HEAO-C在1982年的测量值为（0+3）keV FWHM，GRIS在1996年的测量值为（5.4 +/- 1.3）keV FWHM，最近的RHESSI测量值为（2.0 +/- 0.8）keV FWHM，这表明ISM中的26 Al可能是“冷”、“热”或“热”的。我们的模型线宽预期从银河系旋转，膨胀超新星喷出物，和/或沃尔夫-拉叶风，并预测一个值低于1千电子伏（FWHM）与合理的假设26铝的初始速度和膨胀的历史。即使最近的RHESSI测量减少了需要解释对应于540公里/秒的平均26铝速度通过极端的假设26铝颗粒运输或巨大的星际空腔的宽线，我们的研究结果表明，标准的26铝喷射模型产生的线上的窄边的RHESSI和INTEGRAL观察到的。改进的INTEGRAL和RHESSI空间分辨线宽测量应该有助于从26 Al的ISM轨道中解开银河系旋转的影响。
2003-11-10 astro-ph
The massive expanding molecular torus in the planetary nebula NGC 6302
我们测量了行星状星云NGC 6302中大质量分子环的质量和运动学。这个星云是典型的蝴蝶星云。翼状形态的起源是有争议的：确定限制环面的质量损失历史是理解这种结构形成的重要一步。我们用JCMT和SMA干涉仪进行了亚毫米波观测。在角秒分辨率下分析了~（12）CO和~（13）CO的连续辐射以及J=2-1和3-2跃迁。一氧化碳排放表明环的质量为~ 2 Msun +/-1 Msun。12 CO和13 CO的发射与在物体的Halpha图像中吸收中看到的暗道相匹配。CO环以约8 km/s的速度膨胀，中心在Vlsr=-31.5 km/s。环面的大小和膨胀速度表明，环面是在大约7500年到2900年前被抛出的，质量损失率为5 × 10 ^{-4}Msun/yr。在CO图像中我们还看到了速度梯度为140 km/s/pc的弹道分量。导出的质量损失的历史的环面有利于二进制相互作用的原因，喷射的环面。我们预测存在轨道周期P < 1个月的伴星。
2007-06-26 astro-ph
On the Velocity Field and the 3D Structure of the Galactic Soccer Ball Abell 43
行星状星云（PNe）及其中心恒星（CSs）是检验演化理论的理想工具：其激发星的光球层性质对恒星演化的理论预测提供了严格的约束。星云的丰度显示了恒星在星云喷射时的光球层，这使得我们可以回顾恒星演化的历史-但更重要的是，它们甚至提供了研究银河系化学演化的可能性，因为大多数核处理过的物质通过PNE返回到星际介质中。观测技术的最新发展和新的三维光电离程序MOCASSIN使我们能够通过构造PNe和CSs的一致模型来精确地分析PNe的性质。除了PNe成像和光谱学之外，关于PNe内的速度场的详细信息是采用去投影技术来模拟PNe的物理结构的先决条件。
2005-09-29 astro-ph
