Binaries at Low Metallicity: ranges for case A, B and C mass transfer
低金属丰度的单星演化引起了人们极大的兴趣，而金属丰度对双星演化的影响仍然相对未被探索。我们研究了金属丰度对经历不同情况下的质量传递的二元系统的数量的影响。我们发现，在低金属丰度的二进制文件更有可能开始转移质量后，中央氦燃烧，通常被称为情况C传质发病。换句话说，贫金属双星中的施主星更有可能在质量转移开始之前形成一个巨大的CO核心。在太阳金属丰度下，导致C演化的初始双星分离范围对于大质量恒星来说是非常小的，因为它们在氦点燃后不会膨胀太多，而且由于恒星风导致系统的质量损失导致轨道变宽，阻止主星填满其洛希叶。这种效应很可能对通过双星演化通道形成的各种天体的金属丰度依赖性产生重要影响，例如长伽玛暴、双中子星和双白矮星。
2007-10-04 astro-ph
Low Mass X-ray Binaries and Metallicity Dependence: Story of Failures
对银河系和河外球状星团的观测表明，平均而言，富含金属的星团包含明亮X射线源的可能性是贫金属星团的3倍。我们建议，这可以解释为考虑到在恒星结构的差异的主序星捐助者之间的质量~0.85 Msun和~1.25 Msun在不同的金属丰度。在这个质量范围内的贫金属主序星没有外对流区，而富金属恒星则有。这个区域的缺失关闭了磁制动，这是一种强大的轨道收缩机制，导致动态形成的主序中子星双星无法开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Merging White Dwarf/Black Hole Binaries and Gamma-Ray Bursts
致密双星的合并，特别是黑洞和中子星的合并，经常被用来解释伽马射线暴（GRB）。本文对相对被忽视的白矮星与黑洞合并进行了三维流体动力学模拟。在合并的过程中，白矮星被潮汐破坏并剪切成一个吸积盘。随后发生核反应，能量释放可忽略不计。最大的吸积速率约为0.05 Msun/s（对于质量较低的白矮星来说要小一些），持续时间约为一分钟。许多磁盘参数可以解释一个简单的分析模型，我们推导出并比较我们的模拟。该模型可用于预测本文未模拟的白矮星和黑洞（或中子星）质量的吸积率。虽然这里研究的合并产生的盘具有更大的半径，比双中子星合并产生的盘具有更长的吸积时间，但合并恒星质量的更大部分成为盘的一部分。因此，白矮星和黑洞的合并可以产生长时间的伽玛暴。这些合并事件的发生率可能高达每银河系百万分之一。
1999-01-29 astro-ph
Expected masses of merging compact object binaries observed in gravitational waves
我们使用经过测试的StarTrack二进制人口合成代码来检查紧凑对象二进制人口的属性。我们计算的质量和质量比的分布，考虑到在引力波的可观测性在螺旋上升过程中引入的权重。我们发现双中子星双星的可观测性加权分布有两个峰值：一个峰值出现在质量几乎相等的系统中，另一个峰值出现在由一个高质量中子星和一个低质量中子星组成的系统中，即$q=0.6-0.7$。黑洞中子星双星的可观测性加权分布主要集中在质量比为$q=0.3-0.5$的系统上，而双黑洞双星的可观测性加权分布主要集中在质量比为$q>0.7$的质量几乎相等的系统上.
2004-05-21 astro-ph gr-qc
Short Gamma-Ray Bursts and Gravitational Waves from Dynamically Formed Merging Binaries
由两个坍缩天体组成的并合双星系统是最有希望的高频引力波信号源之一。双中子星或黑洞/中子星合并也被认为会产生短硬爆发，SHB，伽马射线暴的一个子类。因此，SHB可能提供一个强大的方法来推断合并率的两个折叠对象二进制文件。假设大多数SHB起源于双中子星或黑洞/中子星合并，我们在这里概述了一种方法来估计合并事件的发生率从动态形成的双星在球状星团和推断相应的GW事件率，可以检测到先进的LIGO/室女座。特别是相当大一部分可检测的GW事件预计将与SHB同时发生。利用最近的观测结果，重新评估了SHB的成束和红移分布，并对它们的光度函数进行了约束。我们证实，相当一部分的SHBs去了在低红移，合并系统形成的球状星团，通过动力学相互作用的预期。
2008-11-10 astro-ph gr-qc
Metallicity-dependent effective temperature determination for eclipsing binaries from synthetic uvby Stromgren photometry
利用Stromgren综合测光法，从经验标定的恒星大气模型网格出发，推导了双线分光食双星（SB 2）各组成部分的有效温度。为此，我们选择了20个SB 2的子样本，其中b-y、m_1和c_1的各个指数可用。这一新的有效温度测定是以均匀的方式对所有这些恒星进行的。由于有效温度的确定与假设的金属丰度有关，我们探索了（Teff，[Fe/H]）平面上的联立解，并将我们的结果作为置信区域计算，以匹配观测到的表面重力值，b-y，m_1和c_1，考虑到星际红化。这些置信区域表明，以前的估计Teff往往过于乐观，[Fe/H]不应该被忽略在这样的测定。与Ribas等人（1998）使用依巴谷天体松弛的比较，我们的工作样本的8个双星，显示出良好的协议与最可靠的天体松弛。这一点给出了一个显着的权重合成测光应用的BaSeL模型的有效性。
1998-11-06 astro-ph
Low Mass X-Ray Binaries in Globular Clusters: A New Metallicity Effect
银河系球状星团（GC）包含明亮的X射线源（L_x > 10^{36} erg/s），通常与低质量X射线双星（LMXB）有关，被发现比银河系和M31中的正常非X射线星团密度更大，金属更丰富。在GC中的LMXB是通过在高密度星团中的潮汐捕获和在低密度球状星团中的（2+1）相遇产生的框架内，随着金属丰度的增加，LMXB的发生率较高，这是{ \it内在的}，而不仅仅是其他效应的副产品。两种可能的机制进行检查：第一个假设的集群IMF金属丰度的依赖，最近发表在文献中。所观察到的LMBXs，更频繁地发生在富含金属的集群，同意NS的预测数量，只有当金属占所观察到的IMF斜率的变化的微小贡献。其他的替代方案，如观察到的IMF斜率的总变化是由于（a）金属丰度和（b）金属丰度和银河系中的位置的组合导致与数据的明显分歧。第二种机制假设，在固定的集群密度，潮汐捕获率取决于半径和捕获恒星的质量。根据标准的恒星模型，金属含量高的恒星具有更宽的半径和更大的质量，因此潮汐捕获率随着金属含量的增加而增加。从数量级的计算，这种新的影响本身可以解释之间的X射线集团的频率，我们观测确定的富金属和贫金属组的观察比率为4。然而，没有理由排除这两种机制都在发挥作用。
1994-07-26 astro-ph
Eclipsing binaries in open clusters
对英仙座疏散星团h（NGC 869）中的两颗早型分离食双星进行了精确的物理参数测定。质量精确到1.5%来自高分辨率光谱学，半径精确到4- 6%已经从拟合现有的光变曲线获得。这四颗恒星被放置在质量半径平面上，并与格拉纳达集团的理论恒星模型进行比较。最佳拟合模型具有约Z=0.01的低金属丰度和Y=0.34的高氦丰度。这是首次测定英仙座双星团的整体金属丰度。最近的研究假设了太阳的金属丰度，因此应该对他们的结果进行审查。
2003-12-18 astro-ph
GRAPE-SPH Chemodynamical Simulation of Elliptical Galaxies I: Evolution of Metallicity Gradients
我们使用GRAPE-SPH代码模拟了124个椭圆星系的形成和化学动力学演化，该代码包括与恒星系统形成相关的各种物理过程：辐射冷却，恒星形成，II型和Ia型超新星和恒星风的反馈，以及化学富集。在我们基于CDM的方案中，星系是通过具有不同质量的子星系的连续合并形成的。它们的合并历史在一个极端的主要合并和另一个极端的缓慢旋转气体云的整体崩溃之间变化。驱动金属丰度梯度演变的基本过程如下：i）在一定程度上取决于原始质量比的合并破坏。ii）当以取决于次级的气体质量的速率诱导强烈的中心星形成时再生。iii）缓慢的演化，因为恒星的形成是通过晚期的气体吸积在外部区域引起的。我们成功地再现了观测到的各种径向金属丰度梯度。平均梯度dlog Z/dlog r ~ -0.3，色散为± 0.2，梯度与星系质量无相关性，与Mg 2梯度观测结果一致。梯度的变化源于合并历史的差异。整体形成的星系有更陡的梯度，而经历重大合并的星系有更浅的梯度。因此，合并的历史，原则上，可以推断出所观察到的金属丰度梯度的现代星系。所观察到的金属丰度梯度的变化不能用整体坍塌或主要合并来解释。相反，它需要一个模型，其中两个形成过程出现，如目前的清洁发展机制计划。
2003-10-06 astro-ph
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters in Early-Type Galaxies. II. Globular Cluster Candidates and their Mass-Metallicity Relation
我们提出了一个天体测量学和测光目录的球状星团（GC）的候选人检测与HST WFPC 2的样本中的19个早型星系，适当的比较与钱德拉观测到的低质量X射线二进制（LMXB）人口。在配套文件中，我们提出了钱德拉数据，并调查这些人口之间的关系。我们证明，虽然有一个颜色的GC星等相关性的证据很少，估计质量和金属丰度的测光后，假设一个单一的年龄简单的恒星星族，有一个显着的质量和金属丰度之间的正相关性。我们约束[Z/H] =（-2.1+/-0.2）+（0.25+/-0.04）log M，金属丰度的1-sigma内在散射为0.62 dex。如果GC是双峰的金属丰度这种关系是一致的，最近建议的质量金属丰度的关系，只为贫金属的集群。采用一种新的方法对GC光度函数（GCLF）进行拟合，并考虑了不完全性和爱丁顿偏差，计算了各星系V波段的局部GC比频率（Sn）和比光度（Sl）。我们表明，SI是更强大的测量GC人口的丰富性，其中一个显着的部分是未检测到由于源检测不完整。我们发现，GCLF营业额的绝对幅度表现出内在的散射从星系到星系的~0.3mag（1-西格玛），限制其作为一个标准的距离测量的准确性。
2008-09-03 astro-ph
Detached double-lined eclipsing binaries as critical tests of stellar evolution : Age and metallicity determinations from the HR diagram
分离的双线分光双星也是食双星，它们提供了最精确的恒星质量、半径、温度和独立于距离的光度的测定，因此构成了对单星恒星演化理论的严格检验。我们编译了一个大样本的60个非相互作用，良好的分离系统大多具有典型的误差小于2%的质量和半径和小于5%的有效温度，并将它们与恒星演化轨道预测的性能从最小化方法。为了评估由一组给定的轨道引入的系统误差，我们比较使用三个广泛使用的独立的轨道集，计算不同的物理成分（日内瓦，帕多瓦和格拉纳达模型）得到的结果。我们还测试的假设，这些系统的组成部分是同时代的，具有相同的金属丰度，并比较得出的年龄和金属丰度与通过拟合一个单一的等时线的系统。总的来说，有一个很好的协议之间的不同的测定，我们提供了一个全面的讨论子样本的系统，无论是目前的问题或估计金属丰度。虽然在误差范围内，已发表的轨道可以适合大多数系统，年龄和金属丰度之间仍然存在很大的简并性。由于大多数系统的金属丰度是未知的，因此测试的能力有限。
2002-11-22 astro-ph
Spectral distribution of Be/X-ray binaries in the Small Magellanic Cloud
大麦云云和银河系中Be/X射线双星的光谱分布与银河系中孤立Be星的分布有很大的不同。种群合成模型可以通过二元系统的大量角动量损失来解释光谱分布的这种差异。在这项工作中，我们探索的Be/X射线双星的光谱分布在小麦哲伦云（SMC）使用高信噪比光谱的37个光学对应的样品，以已知的X射线双星。我们的结果表明，在SMC的Be/X射线双星的光谱分布是一致的银河系，尽管SMC的金属丰度较低的环境。这可能表明，尽管SMC的金属丰度有利于形成大量的HMXB，但这些系统的光谱分布可能受到双星演化过程中角动量损失的最强烈影响，这并不特别依赖于局部金属丰度。
2008-04-30 astro-ph
Merging Neutron Stars and Black Holes as Sources of Gamma-Ray Bursts and Heavy Elements
利用Lattimer和Swesty（1991）的物理核物质状态方程并考虑到引力波和中微子的发射，对中子星双星（NS-NS）和中子星黑洞双星（NS-BH）合并的动力学阶段进行了流体动力学模拟。
1998-10-05 astro-ph
Prospects of LIGO for constraining inclination of merging compact binaries associated with three-dimensionally localized short-hard GRBs
我们研究了通过探测与三维局部（方向和距离）短硬伽马射线暴相关的引力波来限制合并致密双星倾角的方法的前景。我们利用这两个观测的协同作用，我们的方法甚至可以应用于单个干涉仪。对于近正面双星，只要距离估计的误差可以忽略，倾角$I$可以限制在1-1/SNR < cosI \le 1（SNR：引力波探测的信噪比）的范围内。这种方法将有助于我们研究短硬爆发的性质，包括最近的观测表明的潜在准直喷流状结构。
2006-08-24 astro-ph gr-qc
Variability of B and Be stars in the LMC/SMC: binaries and pulsations
为了研究在麦哲伦星云中观测到的523颗B和Be星的变异性，我们将样本中的恒星与光度数据库CANOO进行了交叉匹配，该数据库为每颗恒星提供了8年的光变曲线。我们搜索了长期，中期和短期的周期性，并在我们的样本中找到了食双星。对于这些恒星，结合，光谱学和光度学，我们能够提供关于几个恒星系统的信息（系统速度，质量比等）。我们还提出了在LMC/SMC中的B-二进制与B-非二进制的比率与MW相比。请注意，这个比率也是理解低金属量恒星形成机制的重要问题。我们还发现了第一个多周期的B和Be星在SMC，特别是第一个SMC Beta Cep和SPB，而根据模型，脉动是不能预见的低金属量的环境中，即通常在SMC。我们的研究结果表明，不稳定带的移动向更高的温度相比，银河系的脉动B型星的条带。事实上，我们发现更多的脉动Be星比脉动B星在SMC，它似乎是快速旋转有利于脉动的存在。然而，脉动B型星与“非”脉动B型星的比率在低金属丰度时低于高金属丰度时。
2008-09-12 astro-ph
Bounds on Expected Black Hole Spins in Inspiraling Binaries
作为了解合并黑洞/中子星双星中黑洞角动量演化历史的第一步，我们进行人口合成计算，以跟踪此类双星中致密天体的吸积历史分布。我们发现有三个不同的过程可能对黑洞自旋大小有贡献：黑洞的诞生自旋，它是在（i）大质量祖星坍缩成黑洞或（ii）中子星吸积诱导坍缩成黑洞时产生的;以及（iii）当已经形成的黑洞[通过（i）或（ii）]经历吸积插曲（通过吸积盘或共包络相）时的吸积自旋。我们的结果表明，对于BH-NS并合双星的吸积诱导自旋上升[方法（iii）]，在并合黑洞/中子星双星的形成历史中，只有{与共包络相和超临界吸积率相关的\em吸积情节}.缺乏关于BH出生自旋的明确的实验信息[即，关于过程（i）和（ii）的结果，我们为BH诞生角动量参数a=J/M^2选择了两个基准值，与（i）NS诞生自旋（a约为0）和（ii）X射线双星（a=0.5）的观测结果一致。利用这两个基准值和吸积物质的比角动量的保守上限，我们讨论了感兴趣的双星中黑洞自旋的预期范围。最后，我们评论这些结果的意义，地面引力波搜索的inspiral信号从黑洞双星。
2005-06-15 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
An explanation for metallicity effects on X-ray Binary properties
我们发现，辐射诱导的恒星风可以解释两个重要的金属丰度效应的X射线双星-更高的数字和更软的光谱的X射线双星的金属丰富的球状星团相比，金属贫乏的。正如Iben、Tutukov和Fedorova之前所指出的那样，由于线路冷却效率较低，金属含量较低时的风应该更强。这将加速贫金属簇中LMXB的演化，从而减少它们的数量。这些风也可以提供额外的材料附近的吸积对象，这可能会产生一个内在的吸收剂，硬化的X射线光谱的金属相对于富金属的集群系统，如观察建议。我们概述了模型的一些额外的观测预测。
2004-01-16 astro-ph
The distribution of mass ratios in compact object binaries
利用StarTrack粒子数合成程序计算了合并致密天体（黑洞或中子星）双星的质量分布。质量分布的形状是敏感的一些参数的恒星双星演化。我们讨论的可能性，约束恒星演化模型使用质量测量获得的检测紧凑的对象inspiral与即将到来的引力波天文台。
2002-07-31 astro-ph
Contribution of High-Mass Black Holes to Mergers of Compact Binaries
我们考虑合并的高质量黑洞双星的天鹅座X-1型，其中O星的同伴成为一个中子星后超新星爆炸。由于缺乏大质量的黑洞，我们估计的银河系合并率（$\sim 2\times 10^{-5} yr^{-1}$）相对较低。尽管如此，由于它们的高质量，这些黑洞，中子星双星可能会对LIGO所寻求的合并做出重要贡献。从恒星演化的计算，包括质量损失，我们估计，一个ZAMS质量的$\sim 80 \msun$是必要的高质量黑洞可以导致一个大规模的二进制。我们估计LIGO的高质量黑洞中子星合并的检测率是一个因子$\sim 40$大于二元中子星。我们建议如何我们的高截止质量可以与核合成的要求，并表明，双峰分布的质量黑洞可以占，至少定性地说，为许多瞬态源，其中包含高质量的黑洞。
1999-02-09 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
