Effect of kick velocity on the gamma-ray burster distribution
在$γ$射线爆发的盘源模型和晕模型的背景下，研究了反冲速度对新诞生的恒星的$γ$射线爆发分布的影响。本文导出了从二维速度分布函数到三维速度分布函数的转换公式，并应用于再现射电望远镜反冲速度的分布函数。对被踢中子星的蒙特卡罗模拟表明，如果$γ$射线爆发的速度分布与中子星的速度分布相同，那么$γ$射线爆发的盘中子星模型仍然需要不自然的假设--只有具有很高踢速的中子星才能成为$γ$射线爆发，并且存在沉默的大多数。另一方面，如果类似于银河系暗物质分布的核晕结构是基于晕中子星的初始分布，则发现$γ$射线爆发的核半径不会被反冲速度扩展。因此，对中子星引入反冲速度并不能改善盘模型和晕模型的统计特性。提出了两种拯救银河系模型的可能性：（1）$γ-$射线爆发是古老的中子星，它们被喷流推进加速到比$750~{\rm km\; s^{-1}}$更快的速度，并由于喷流喷射的旋转能量损失而自旋下降，从而通过了恒星的死亡线。(2)中子星的初始分布是相当均匀的，晕的范围是足够大的晕模型与观测相一致。这意味着银河系最初的恒星形成爆发相当均匀地发生在扩展晕区。
1996-03-07 astro-ph
The effect of supernova asymmetry on coalescence rates of binary neutron stars
本文研究了年轻射电望远镜中观测到的反冲速度-中子星自旋排列对中子星并合速率的影响。的效果被证明是特别强的大踢幅度和紧密的对齐，减少星系率的二进制中子星合并到一个数量级的随机踢率计算。与随机反冲相比，自旋反冲相关性还导致窄得多的NS自旋轨道失调。
2007-04-11 astro-ph
Population Synthesis for Neutron Star Systems with Intrinsic Kicks
我们用蒙特卡罗程序模拟了中子星系统的形成和演化，包括高质量X射线双星、低质量X射线双星、双中子星系统和射电双星。我们的重点是印记在这样的系统，由于出生踢中子星以上的轨道运动所赋予的签名。该代码纳入了银河系的潜力（包括旋转）对这些系统的速度的影响。我们的模型和观测结果之间的比较使我们推断出平均出生踢400-500公里/秒之间。此外，为了与所有数据保持一致，我们需要一个双峰反冲分布，其中一个峰值在0 km/s附近，另一个峰值在600 km/s以上。
1997-10-29 astro-ph
Polar kicks and the spin period - eccentricity relation in double neutron stars
我们目前的人口合成研究的结果，旨在检查自旋踢对齐的作用，在生产的第一个出生的中子星的自旋周期和观测到的双中子星双星在银河系盘的轨道偏心率之间的相关性。我们发现自旋踢对齐与所观察到的相关性是兼容的，但不能减轻在以前的人口合成研究中提出的低踢速度的要求。我们的研究结果进一步表明，低和高偏心率系统可能会形成通过两个不同的形成通道区分的存在或不存在的稳定的质量转移阶段之前，形成的第二个中子星。在观测到的双中子星样本中存在的高偏心系统可能进一步支持这样的观点，即中子星在穿过巨大伴星的包层时会吸积物质。
2007-10-01 astro-ph
The Effects of High-Velocity Supernova Kicks on the Orbital Properties and Sky Distributions of Neutron Star Binaries
本文系统地研究了高超新星反冲速度对超新星后中子星双星轨道参数的影响。利用蒙特卡罗模拟，我们确定了HMXB和LMXB的前身星在超新星爆发后的轨道参数分布。根据Lyne & Lorimer（1994）最近的脉冲星诞生速度分布，只有约27%的大质量系统在超新星爆发后仍然保持束缚，其中约26%立即经历动态质量转移，并可能合并成为Thorne-Zytkow天体。各种轨道参数之间的相关性可以与观测样本进行比较，以获得有关超新星反冲速度和超新星爆发前轨道周期分布的信息。在超新星爆发后，大质量系统中大多数恒星的自旋相对于轨道轴有很大的倾角，并且有相当一部分系统（约20%）包含具有逆行自旋的恒星。在低质量伴星的情况下，我们发现大约19%的系统在超新星爆发后仍然保持束缚，其中大约57%经历了即时的动态质量转移。在LMXB的前身星中，离心率和超新星后的轨道周期之间存在着紧密的相关性。所有超新星爆发后周期超过几天的LMXB最初都有很大的离心率（例如在本文中讨论的Cir X-1）。我们使用这些计算的结果来模拟HMXB和LMXB的天空分布。模拟的分布与观测样品一致。最重要的是，银河系LMXB的分布与普通的银河系盘人口是一致的，由于大型超新星的撞击，银河系盘人口已经扩大，并且不需要特殊的祖先人口。
1994-12-07 astro-ph
Double Neutron Star Systems and Natal Neutron Star Kicks
我们研究了银河系盘中发现的四个双中子星系统的直接祖先的轨道特征和出生踢赋予中子星。分析第二次超新星爆炸对轨道动力学的影响，结合最近对中子星快速吸积的模拟结果，我们得出结论，如果爆炸是对称的，所观察到的系统就不可能形成。如果射电脉冲星同伴在出生时就被踢，它们的形成就成为可能。我们确定的约束所施加的直接祖先的观测到的双中子星和计算的范围内，他们的二元特性（轨道分离和质量的爆炸星）的限制。我们还研究了这些限制的反冲速度的大小和时间的依赖关系，因为第二次爆炸。对于每一个双中子星，我们导出了它们形成所需的最小反冲量，对于两个在近轨道上的系统，我们发现它超过200 km/s。我们还对双中子星的质心速度设定了下限，发现它们与当前自行观测结果一致。
1997-06-03 astro-ph
Neutron star spin-kick velocity correlation effect on binary neutron star coalescence rates and spin-orbit misalignment of the components
我们研究了年轻射电望远镜中观测到的中子星自旋-反冲速度排列对双中子星合并速率的影响。中子星形成的两种情况被认为是：当踢总是存在的，当它是小的或不存在的，如果一个中子星是形成在一个双星系统，由于电子捕获简并核心崩溃。的效果被证明是特别强的大踢幅度和紧密的对齐，减少预期的星系率的二进制中子星合并相比，随机定向踢计算。自旋-反冲关联也导致了更窄的NS自旋-轨道失调。
2007-10-24 astro-ph gr-qc
Formation and coalescence of relativistic binary stars: effect of kick velocity
本文研究了具有不同伴星（OB星、白矮星、中子星、黑洞和行星）的银河系双星，假设新生中子星的反冲速度具有不同的唯象分布。特别讨论了相对论双星（NS+NS，NS+BH，BH+BH）的合并速率与反冲速度的关系。BH+BH合并的发生，取决于BH形成的参数，在银河系类型的星系中，每200，000 - 500，000年一次。NS+NS的合并率$R_{ns}$被发现是一个每\sim 3,000年为零反冲，并降低到一个每10,000年，即使最高的反冲速度为400公里/秒。从演化计算得出的合并率比仅基于脉冲星统计的合并率高出两个数量级，这是由于可观测的脉冲星与NS配对仅占NS系统总数的一小部分。LIGO型引力波探测器对BH双星的预期探测率在很宽的参数范围内与NS双星的合并率相当，甚至更高。
1997-02-06 astro-ph
A high-velocity black hole on a Galactic-halo orbit in the solar neighborhood
在这十几个恒星质量的黑洞中，只有少数几个是在远离银河系平面的$^1$的地方被观测到的。这几颗恒星可能是在超新星爆炸时受到“反冲”而从平面上弹射出来的，也可能是银河系演化早期形成的大质量恒星群的残余。确定它们的轨道运动应有助于区分这些选项。本文报道了X射线新星黑洞XTE J1118+480的横向运动（在天球平面内）（参考文献2-5），并由此导出了大的空间速度。这个X射线双星有一个围绕银河系中心的偏心轨道，就像银河系晕中的大多数物体一样，比如古老的恒星和球状星团。该系统的性质表明，它的年龄与银河系圆盘的年龄相当或更大。只有来自超新星的一次非同寻常的“踢”才能把黑洞从银河系圆盘的诞生地发射到这样的轨道上。
2001-09-06 astro-ph
Pulsar Kicks and Spin Tilts in the Close Double Neutron Stars PSR J0737-3039, PSR B1534+12 and PSR B1913+16
鉴于最近测量的闪烁速度PSR J 0737 -3039，我们研究了一套完整的约束施加在脉冲星B出生踢（幅度和方向）和预测最有利的脉冲星踢速度和自旋倾斜的各向同性和极性踢。我们的分析考虑了两个目前未知的参数：轨道平面在天空中的取向（欧米茄）和系统速度的径向分量（V_r）。假设该系统的奇特速度完全是由于第二次超新星爆发引起的，我们发现该系统可能自第二颗中子星诞生以来多次穿越银道面，超新星爆发后的奇特速度可能高达1200 km/s。我们还确认了我们早期研究中得出的物理参数的绝对下限和上限。然而，对于Omega和V_r这两个未知参数的特定组合，我们发现对脉冲星B的超新星前双星构型和出生反冲以及系统年龄的约束要严格得多。一旦欧米茄在明年被测量，它将是直接使用这里提出的结果，以进一步限制出生踢和自旋倾斜的预测。我们完成了全面的研究，并得出了类似的约束和自旋倾斜预测PSR B1534+12，其中唯一的自由参数是V_r。最后，对于PSR B1913+16，我们使用测得的脉冲星自旋倾斜和允许从脉冲星同伴的祖先的罗氏瓣溢出更新的祖先和踢约束。
2004-11-18 astro-ph
Alignment of the spins of supermassive black holes prior to coalescence
最近对黑洞合并的数值相对论模拟表明，在某些排列中，引力辐射的发射可以产生每秒数千公里的反冲。这超过了星系逃逸的速度，因此除非有一种机制来防止这种情况，否则人们会期望许多合并的星系没有中心黑洞。在这里，我们表明，在大多数星系合并，扭矩吸积气体足以对齐的轨道和自旋的两个黑洞与大规模的气体流。这样的配置有一个最大的反冲速度<200公里/秒，安全地低于银河逃逸速度。然而，我们预测，在没有太多气体的星系合并中，残余物将被踢出百分之几的时间。我们还讨论了我们的情况下，包括喷流对准角度和X型射电源的影响的其他预测。
2007-04-12 astro-ph gr-qc
An Origin for Pulsar Kicks in Supernova Hydrodynamics
现在人们认为，恒星是银河系中速度最快的恒星。由于推断出的平均、均方根和最大三维脉冲星速度分别为$\sim$ 300-500 km/s、$\sim$ 500 km/s和$\sim$ 2000 km/s，因此这种奇异自行的起源问题变得尖锐起来。什么机制可以解释从零到两倍于银河系逃逸速度的速度？我们推测中子星自行的一个主要矢量分量来自新生中子星在其诞生的超新星爆炸过程中的流体动力反冲。最近，理论家已经证明，不对称性和不稳定性是超新星动力学的一个自然方面。在本文中，我们强调两个现象：1）在反弹后、爆炸前的吸积阶段，核的“类布朗”随机运动响应于质子中子星地幔的对流"沸腾“，以及2）非球面坍缩的克拉塞卡核的不对称反弹和爆炸。原则上，这两种现象都能使年轻的中子星以每秒数百公里的速度离开。
1995-06-08 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
Double Neutron Stars: Evidence For Two Different Neutron-Star Formation Mechanisms
在银河系圆盘中已知的八颗双中子星中，有六颗的轨道偏心率很低（< 0.27），这表明它们的第二颗中子星在出生时只受到非常小的速度反冲。这与B射线双星的情况类似，其中相当大一部分中子星在出生时几乎没有受到任何速度反冲（Pfahl et al. 2002）。六颗低偏心率双中子星中有五颗的第二出生中子星的质量非常低（在1.18 ~ 1.30 Msun之间）。这些低质量、低反冲的中子星是由质量小于3.5 Msun的氦星的简并O-Ne-Mg核的电子俘获坍缩形成的，而质量更高、反冲速度更快的中子星则是由初始质量更高的铁核坍缩形成的。不存在低速的单个年轻射电双星（Hobbs et al. 2005）与Podsiadlowski et al.（2004）提出的模型一致，在该模型中，简并O-Ne-Mg核的电子捕获坍缩只能发生在双星系统中，而不是在单星中。
2007-04-26 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from High Velocity Neutron Stars
我们通过计算银盘中高速诞生的中子星的空间分布，并将得到的亮度和角分布与BATSE数据进行比较，研究了$γ$射线爆发的星系晕模型的可行性。我们发现，星系晕模型可以再现中子星反冲速度$\simgreat 800$ ~ \kms、源开启年龄$\simgreat 10$ ~Myrs和采样深度$100{\rm~kpc}\simless d_{max} \simless 400$ ~kpc的BATSE峰值通量和角分布数据。
1995-08-20 astro-ph
Population synthesis of radio and gamma-ray millisecond pulsars from the Galactic disk
我们目前的结果的人口综合毫秒星系盘。排除球状星团，我们的模型的空间分布的毫秒恒星假设他们的诞生在银河系盘与随机踢速度和发展他们到目前的银河系内的潜力。我们假设，正常和毫秒恒星是一个共同的无线电光度模型，调用一个新的无线电核心和锥发射最近的研究建议之间的关系描述的标准蜡烛。在无线电辐射光束的模拟中，我们探讨了相对论效应的时间延迟，畸变和扫回的开放场线。虽然这些影响是必不可少的理解脉冲轮廓，相位平均通量充分描述没有相对论模型。我们使用极冠加速模型的伽马射线发射。我们提出了我们最近的研究的初步结果，并与GLAST和AGILE观测毫秒双星的影响。
2007-08-24 astro-ph
On the Formation and Progenitor of PSR J0737-3039: New Constraints on the Supernova Explosion Forming Pulsar B
我们重新审视PSR J 0737 -3039的形成，考虑到最近的观测限制。我们发现，最有可能的踢速度和祖参数强烈依赖于考虑全五维PDF的大小和方向的踢速度赋予脉冲星B在出生时，脉冲星B的前超新星氦星祖的质量，和前超新星的轨道分离，并通过事先假设。先验知识包括横向系统速度、系统年龄和未知径向速度的处理。由于后者不能从观测中确定，我们采用了统计方法，并使用理论径向速度分布从人口合成计算合并双中子星。我们发现，关于前超新星氦星质量的先验假设对导出的最可能参数影响很大：当假设形成中子星所需的最小氦星质量为2.1Msun时，最可能的反冲速度范围为70- 180 km/s;当质量低于2.1 Msun时，假设允许形成中子星，最有可能的反冲速度可以低至几km/s，尽管大多数考虑的模型仍然产生最可能的50- 170 km/s的反冲速度。我们还表明，双脉冲星的接近银河平面和小自行不构成严格的约束的反冲速度和脉冲星B的祖质量。相反，非对称超新星爆炸的轨道动力学所施加的限制变得更加严格。我们的结论是，目前可用的观测约束不能被用来支持一个特定的核心坍缩和中子星形成机制。（节略）
2006-07-24 astro-ph
Constraints on the Galactic Corona Models of Gamma-Ray Bursts From the 3B Catalogue
我们调查的可行性银河系日冕模型的伽马射线暴通过计算人口的空间分布预期的高速中子星出生在银河系的磁盘和移动的引力势，包括银河系隆起，磁盘，和暗物质晕。我们考虑模型中的爆发辐射各向同性和辐射束。我们通过将得到的亮度和角分布与BATSE 3B目录中的数据进行比较来对模型进行约束。我们发现，如果爆发源辐射各向同性，银河日冕模型可以重现BATSE峰值通量和角分布的中子星反冲速度> 800 km s $^{-1}$，源开启年龄> 20 Myrs，和BATSE采样距离130 kpc < d_{max} < 350 kpc。如果辐射是光束式的，则不需要开启时间，并且如果光束宽度小于20度，则可以发现与BATSE数据的一致性。
1996-11-06 astro-ph
XTE J1118+480: A Metal-Rich Black Hole Binary in the Galactic Halo
本文给出了银河系高纬度黑洞X射线双星XTE J1118+480的中分辨率光谱，并测定了其大气中Mg、Al、Ca、Fe和Ni的丰度。对于所有被研究的元素，我们都发现了超日丰度;因此，我们拒绝了黑洞来自古老的大质量晕星直接坍缩的假设。致密的主星很可能是在一颗大质量恒星的超新星事件中形成的，该恒星的核合成产物污染了主星。观测到的元素丰度和它们的比值可以用各种各样的超新星模型来解释。虽然不能排除爆炸起源于星系晕或厚盘，但从观测到的丰度模式来看，富含金属的祖先显然是有利的。这表明，这个黑洞是在银河系薄盘中产生的，伴随着猛烈的出生反冲，将X射线双星推进到它目前的位置和轨道。
2006-05-03 astro-ph
The gravitational wave signal of the short rise fling of galactic run away pulsars
确定脉冲星的弛豫和自行解决了基本的天体物理学问题。在这里，ATNF目录是仔细寻找脉冲星的距离和自行。对于一个212个逃逸行星（RAP）的样本，这些行星目前以非常高的速度穿越银河系并经历大的位移，一些由这种加速度产生的引力波（GW）信号在对先进的LIGO（LIGO II）进行校准后似乎是可以检测到的。受此启发，我们解决了脉冲星在出生时踢的问题。我们表明，在短期上升投掷每个逃逸脉冲星（RAP）产生的GW信号的特征振幅和频率，使其可检测到目前的GW干涉仪。为了进行实际分析，引入了一个效率参数来量化上升抛动能的消耗，该能量是根据应用于超新星爆炸的线性动量守恒定律来估计的。剩余的能量应该用来使恒星旋转。因此，与具有在间隔400-500 km s $^{-1}$的速度的ATNF行星的自旋进行比较。由此产生的差异表明，其他机制应该耗散部分能量，以产生观测到的脉冲星自旋周期。与此同时，踢现象也可能发生在球状星团和疏散星团中的形成或破裂的非常短的周期紧凑的双星系统，其中突然的速度和加速度类似于那些给RAP在短期上升的投掷可以赋予每个轨道伙伴。因此，从微米到纳米秒尺度的脉冲星天体测量可能会有很大帮助。在超新星的情况下，RAP GW信号可以是来自核心坍塌的GW信号的基准。
2008-10-17 astro-ph gr-qc
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
X-Ray Emission from a Supermassive Black Hole Ejected from the Center of a Galaxy
最近的研究表明，两个黑洞合并时发射的引力波会对最后的黑洞产生一个反冲。如果盘状星系中心的超大质量黑洞受到撞击，但速度不足以从宿主星系逃逸，它将落回盘状星系，并吸积盘状星系中的星际介质。我们研究了质量约为10^7太阳质量的黑洞以约600 km/s的速度从银河系中心反冲的X射线辐射。我们发现，当它们通过星盘中的非星体时，它们的光度可以达到~>10^39尔格·秒^-1。虽然X射线的亮度与盘状星系中观测到的超亮X射线源（ULX）相当，但迄今为止观测到的ULX似乎不是这样的超大质量黑洞。静态研究可以限制超大质量黑洞的合并和反冲的可能性。
2008-08-12 astro-ph
Long-Term Evolution of and X-ray Emission from a Recoiling Supermassive Black Hole in a Disk Galaxy
最近的相对论数值模拟表明，两个黑洞合并时发射的引力波会对最后一个黑洞产生反冲。在考虑动力学摩擦的情况下，我们跟踪了盘状星系中反冲超大质量黑洞（SMBH）的轨道。如果SMBH的反冲速度小于星系的逃逸速度，SMBH在通过动力学摩擦螺旋进入星系中心之前，沿着复杂的轨道在势场中运动。我们考虑了气体从ISM周围吸积到SMBH上，并估计了SMBH的X射线光度。我们发现，当SMBH通过银盘时，它可以大于3 × 10^39尔格^-1或超亮X射线源的典型X射线光度。特别是，如果SMBH被抛射到银盘中，其光度可能超过~10^46 erg s^-1。平均光度随着SMBH螺旋式地进入银河系中心而逐渐增加。我们还估算了在盘星系中发现X射线光度大于3 x 10^39 erg^-1的反冲SMBH的概率。
2008-10-08 astro-ph
Galactic distribution of merging neutron stars and black holes - prospects for short GRB progenitors and LIGO/VIRGO
为了研究大质量双简并双星的性质，我们对大量（2000万）双星系统进行了详细的布居合成。我们在我们的输入物理中包括了新的重要结果，以获得更可靠的合并时间尺度和相对形成率的估计。这些改进包括在一个共同的信封，氦星演化和减少踢赋予新生黑洞的结合能的精细处理。伽玛射线暴余辉的发现和观测以及宿主星系的识别，使理论上的合并网站的分布与观测到的余辉位置相对于宿主星系的分布进行了比较。为了帮助调查的物理性质的短期和长期的伽玛暴，我们计算的距离合并中子星（NS）和/或黑洞（BH）从他们的宿主星系的中心，结合银河系的运动势的形成方案预测。此外，我们估计了这些大质量双简并双星的形成率和合并率。后者对于LIGO/VIRGO探测引力波的前景非常重要。我们发现LIGO II的预期检测率为每年约850个银河场源，并且这个速度完全由合并BHBH双星主导。即使是LIGO I也可能探测到这样的事件（每年约0.25次）。我们的首选模型估计银河系NSNS合并率约为每年1.5*10^（-6）。对于BHBH系统，该模型预测每年的合并率约为9.7*10^{-6}。我们的研究还揭示了一个积累的非常宽的轨道BHBH系统，从来没有合并（t >> t_哈勃）的人口众多。
2003-03-11 astro-ph
