中子星自旋-反冲速度关联对双星中子星合并速率和自旋-轨道不对准的影响

孤立和双星脉冲星中的中子星反冲：观测约束和反冲机制的意义

Neutron Star Kicks in Isolated and Binary Pulsars: Observational Constraints and Implications for Kick Mechanisms

本文研究了孤立中子星和双星系统中中子星的中子星反冲的观测约束。我们特别感兴趣的证据踢自旋对齐/错位和它的依赖于中子星初始自旋周期。对于几个年轻的脉冲星，致密星云的X射线观测表明，脉冲星自行与星云对称轴定义的自旋方向一致。我们还严格审查的自行和投影自旋轴的测量，从一个大样本的恒星，以及校准的偏振数据。我们发现，在20多颗有可靠测量数据的恒星中，自转轴和自行之间存在着显著的相关性。对于各种NS双星，包括双NS系统、有大质量主序星伴星的双星和有大质量白矮星伴星的双星，我们从观测到的系统轨道特征中得到了对反冲大小和方向的约束。我们发现，在一些系统中，反冲速度与NS自旋轴不一致，并且在这些系统中，NS自旋周期（当可用时）通常长于几百毫秒。这些约束，连同在许多孤立的微扰器中观察到的自旋-反冲对准，表明反冲时间尺度为数百毫秒至1秒，因此可以根据NS的初始自旋周期获得自旋-反冲对准或不对准。我们讨论了各种NS踢机制，我们的结果的影响。

中子星中的自旋-反冲关联：排列条件及其意义

Spin-Kick Correlation in Neutron Stars: Alignment Conditions and Implications

最近对脉冲星风星云和射电偏振剖面的观测揭示了中子星自旋和速度方向一致的趋势。我们使用一个玩具模型来研究旋转踢的对齐条件，其中踢由许多偏心的，随机定向的推力组成。分析和数值模拟都表明，如果原中子星不具有某些初始角动量，那么自旋反冲对准就不容易实现，这与以前的一些说法相反。为了获得观测到的自旋-反冲失准角分布，中子星的初始自旋周期必须小于反冲时标。通常，需要100毫秒或更少的初始周期。

伽马射线暴、超新星爆发和引力辐射

Gamma-ray bursts, supernova kicks, and gravitational radiation

我们认为，一颗大质量旋转恒星的坍缩核心可能会分裂成两个或更多的致密物体。它们在引力辐射下的聚合使产生的黑洞或中子星具有显著的反冲速度，这可以解释在中子星中观察到的现象。只有当反冲很小时，才能产生伽马射线暴。因此，只有一小部分核心坍缩的超新星会产生伽马射线暴。正如最近的观察所表明的那样，爆发可能会在超新星爆发后显着延迟（数小时-数天）。如果这张图片是正确的，核心坍缩的超新星应该是引力辐射的重要来源，其啁啾信号类似于合并的双星。

作为LIGO源的新星Sco和合并低质量黑洞双星

Nova Sco and coalescing low mass black hole binaries as LIGO sources

双中子星双星，类似于著名的赫尔斯-泰勒脉冲星PSR 1913+16，是LIGO探测到的高频引力辐射源。这类系统的合并速率估计有相当大的不确定性，保守估计为每百万年1个星系，乐观的理论估计为一个或多个星等。低质量黑洞-中子星双星的形成速率可能高于NS-NS双星，并可能主导可探测的LIGO信号速率。我们估计BH-BH二进制由于弱的不对称踢形成过程中的低质量黑洞，如新星斯科增强的合并率，并发现他们可能会作出重大贡献的LIGO信号率，可能占主导地位的第一阶段可检测的信号，如果BH质量的范围内，有显着踢是足够广泛的。对于一个标准的Salpeter IMF，假设轻微的出生踢，我们预计BH-BH系统的R6合并率为~0.5，小于NS-NS系统。然而，这些系统的更高的啁啾质量产生的信号几乎是平均的四倍，搜索量也相应增加。BH-BH并合通道还预言，BH-BH系统中至少有一个自旋接近最大值（a/M ~ 1）的组分，并合产生的波形应该具有清晰的自旋特征，因此这一假设可以直接用LIGO进行验证。

合并中子双星的空间分布：对伽马射线暴的启示

The Spatial Distribution of Coalescing Neutron Star Binaries: Implications for Gamma-Ray Bursts

我们发现的聚结时间，出生率，空间速度，以及随后的径向偏移的聚结中子星（NS）在各种星系的潜力占大的不对称踢期间引入的超新星的分布。结合NS-NS二进制的出生率是相当敏感的反冲速度的大小，但尽管如此，类似（~10每银河每百万年）以前的人口合成研究。然而，零年龄主层序以来的合并时间分布对井涌速度的选择相对不敏感。合并时间的中位数约为1亿年，我们发现致密双星应该密切跟踪宇宙中的恒星形成率。在一个合理的星系势范围内（M_galaxy> 3 x 10^10 M_solar），NS-NS合并的径向偏移中值小于10 kpc。在z = 1的红移下（H_0 = 65 km/s/Mpc，Omega = 0.2），这意味着一半的合并应该发生在距离宿主星系约1.3角秒的范围内。除了最浅的潜势外，90%的NS-NS双星在距离宿主30 kpc的范围内合并。我们发现，虽然合并的中子星双星的空间分布是一致的，与已知的光学余辉的伽马射线暴（GRB）与微弱的星系的密切空间关联，一个不可忽略的分数（~15%）的GRB应该发生在（> 30千秒差距）的矮星系主机。由于主机中的尘埃，偏移量的投影和星际介质密度的范围内的灭绝混淆了星系周围的NS-NS合并的真实分布与一组可观察到的光学瞬变/星系偏移。

后牛顿SPH计算双星中子星合并。I.方法和初步结果

Post-Newtonian SPH calculations of binary neutron star coalescence. I. Method and first results

我们提出了我们的后牛顿（PN）光滑粒子流体动力学（SPH）程序的第一个结果，它已被用来研究的二元中子星（NS）系统的合并。拉格朗日粒子为基础的代码始终包含所有最低阶（1PN）相对论效应，以及引力辐射反应，最低阶耗散项在广义相对论。我们测试我们的代码序列的单一NS模型的不同的紧凑性，我们讨论了如何使PN模拟更相关的现实NS模型。我们还提出了一个PN SPH松弛过程来构建同步二元系统的平衡模型，并使用这些平衡模型作为二元合并动力学计算的初始条件。虽然非物理的，因为潮汐同步预计不会在NS双星，这些初始条件使我们能够比较我们的PN工作与以前的牛顿结果。我们比较计算和没有1PN的影响，NS与刚性状态方程，建模为多面体与$Γ=3$。我们发现，1PN效应可以在合并中发挥重要作用，加速最终的inspiral，并导致一个显着的不对准的二进制之前，最终合并。此外，引力波信号的特征也发生了显著的变化，表现出在合并末期对指数衰减波形的强烈调制。我们还简要讨论了我们的结果的宇宙学距离的伽马射线暴模型的影响。

球状星团黑洞并合中的四体效应

Four-Body Effects in Globular Cluster Black Hole Coalescence

在球状星团的高密度核心中，多体相互作用被认为是常见的，其结果是双星中的黑洞被相互作用硬化。Sigurdsson & Hernquist（1993）和其他人证明，10个太阳质量的黑洞只通过三体相遇相互作用，不会在星团中合并，因为反冲力会在双星系统足够紧密合并之前将它们踢出星团。在这里，我们考虑一个新的机制，涉及四体相遇。一些作者的数值模拟表明，大约20-50%的双星相遇会抛出一颗恒星，但留下一个稳定的三颗恒星。如果内双星的轨道平面相对于外天体的轨道平面有很大的倾斜，那么在太阳系小行星的背景下首次研究的长期Kozai共振可以显着增加内天体的离心率。我们表明，在相当一部分的情况下，偏心率驱动到一个足够高的值，内部的二进制将合并的引力辐射，没有一个强大的伴随踢。因此，合并后的物体仍然留在星团中;根据黑洞的二进制分数和新形成的分层三元组的倾斜分布，这种机制可能允许大质量黑洞通过连续合并在球状星团的核心中积累。它也可能增加球状星团中恒星质量黑洞被引力辐射探测到的可能性。

超大质量黑洞双星周围气体盘中的瞬发激波

Prompt Shocks in the Gas Disk Around a Recoiling Supermassive Black Hole Binary

星系合并产生的超大质量黑洞双星在合并过程中由于发射引力波而发生反冲。我们模拟了一个薄的，2D磁盘的无碰撞粒子，最初在圆形轨道上围绕10^6 M_太阳BHB，踢是平行或垂直于初始轨道平面的响应。在环双星气盘中，典型的反冲速度（v_k）可以超过声速。当内盘与反冲双星强结合时，外盘只是弱结合或未结合。这导致扰动盘中的微分运动随半径增加，当v_k ~500 km/s时，在~700 Schwarzschild半径处可以变为超音速，这意味着激波在此半径之外形成。我们确实发现，在盘平面上的反冲导致在一个紧密缠绕的螺旋焦散中立即强烈的密度增强（在几周内），以速度v_k向外传播。在垂直于盘的反冲中也观察到同心密度增强，但较弱，只有在长时间延迟（>1年）后才发展成焦散。除非两个黑洞的自旋都很低或与轨道角动量精确对准，否则很大一部分（>百分之几）的反冲足够大，并与轨道平面对准，以产生强烈的冲击。在合并后的一个月到一年之间，这些冲击可能会导致余辉，其特征光子能量随着时间的推移而增加，从紫外线（~ 10 eV）到软X射线（~ 100 eV）范围。这可能有助于确定LISA发现的GW来源的EM对应方。

相对论脉冲双星PSR B1534 +12的研究II。起源和演化

Studies of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1534+12. II. Origin and Evolution

我们最近测量了PSR B1534+12的自旋和轨道角动量之间的角度为25+/-4度或155+/-4度。几乎可以肯定的是，这种错位是由形成它的伴星中子星的超新星爆炸的不对称性造成的。在这里，我们结合了测量的脉冲星和同伴的质量，轨道要素，自行和星际闪烁的错位测量。我们表明，在银河系中的双星的轨道是不一致的速度踢大到足以产生一个几乎不对准的自旋轴，所以真正的错位必须是~25度。类似的论点导致了在超新星爆发前伴星的质量界限：3+/-1 Msun。其结果是一个连贯的方案形成的观测双星。在第一次超新星爆发后，最终成为被观测到的脉冲星的中子星处于Be/X射线型双星系统中，伴星至少为10- 12 Msun。在氢（或可能是氦）壳燃烧期间，质量转移发生在一个共同的包层阶段，使中子星与一颗质量超过~3.3 Msun的氦星处于大约半天的轨道上。第二阶段的质量转移是在壳层氦燃烧期间由洛希瓣溢出引发的，进一步减少了氦星的质量和第二颗超新星之前的轨道周期。避免洛希瓣溢出的氦星的情况下，需要更大的氦星质量和预测的空间速度与我们的测量不一致。伴星中子星在诞生时经历了230+/-60 km/s的速度反冲，导致系统反冲到180+/-60 km/s。

The Role of Primordial Kicks on Black Hole Merger Rates

Primordial stars are likely to be very massive >30 Msun, form in isolation, and will likely leave black holes as remnants in the centers of their host dark matter halos. We expect primordial stars to form in halos in the mass range 10^6-10^10 Msun. Some of these early black holes, formed at redshifts z>10, could be the seed black hole for a significant fraction of the supermassive black holes found in galaxies in the local universe. If the black hole descendants of the primordial stars exist, their mergers with nearby supermassive black holes may be a prime candidate for long wavelength gravit…

双中子星双星的偏心率、合并率与“双超新星”的产生

On the Eccentricities and Merger Rates of Double Neutron Star Binaries and the Creation of "Double Supernovae"

我们证明了一个自然的结果，一个不对称的踢赋予中子星在出生时，大多数双中子星双星应具有高偏心率的轨道。这导致轨道衰变大大加速，这是由于在近星点的引力辐射的巨大增加，最初由彼得斯（1964）证明。如果反冲速度在轨道平面上均匀分布，那么大约24%的幸存双星的合并速度至少比未受扰动的圆形系统快10，000倍。即使取消平面反冲约束，约6%的束缚系统仍然如此迅速地合并。在不可忽略的一部分情况下，系统甚至可能在最后一颗超新星的10年内合并，导致我们可能称之为“双超新星”。对于类似PSR J 0737 - 3039 A前身的系统，该数字高达9%（在平面反冲模型中）。井涌速度分布是否延伸到实现这一点所需的范围仍不清楚。我们确实知道，观测到的双星群体在小轨道周期时缺乏高偏心率系统。与此相反，长周期系统更倾向于大的偏心率，正如预期的那样。我们认为，这是因为短周期的高偏心系统已经合并，因此选择对脉冲星调查。在用标度因子法估算双中子星双星的并合速率时，需要考虑这种影响。因此，我们断言，这种双星的合并率被低估了几个因素。

蟹状星云脉冲星的精确自行和年轻中子星自旋-反冲排列检验的困难

A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars

我们提出了一个详细的测量蟹状星云脉冲星自行，其主要目标是比较其自行的方向与投影轴的脉冲星风星云（投影旋转轴的脉冲星）。我们证明，我们的测量是强大的，只有+/-0.4 mas/yr的每个组件的自行的不确定性。相对于脉冲星的静止标准，我们发现μ_alpha = -11.7+/-0.4+/-0.5 mas/yr，μ_delta = +4.2+/-0.4+/-0.5 mas/yr，这两个不确定度分别来自于测量和修正自行参考系的修正。将这种自行与脉冲星风星云的对称轴相比较，我们还必须考虑脉冲星的祖先的未知速度（假设约为10 km/s），因此为自行的每个分量增加+/-2 mas/yr的额外不确定性，尽管这可能会更大。这意味着预计与星云轴的偏差为14+/-2+/-9度。我们的结论是，比较中子星的运动方向，以一个固定的轴的个别测量的精度往往会受到有关参考系和祖属性的基本不确定性。自旋踢（mis-alignment）的问题，以及它对超新星核心坍缩过程中的不对称性和其他过程的影响，最好通过考虑这些测量的统计集合来解决，而不是对单个源的详细研究。[删节]

用大地岁差确定PSR B1913 +16系统的几何形状

Determination of the geometry of the PSR B1913+16 system by geodetic precession

本文介绍了脉冲双星B1913+16的新观测结果。自1978年以来，脉冲波形的主要分量已急剧减弱约40%.第一次，减少组件分离观察，符合预期的大地岁差。在假设广义相对论正确性和空心圆锥光束的条件下，建立了系统几何形状的完全自洽模型。脉冲星的自旋和轨道动量之间的错位角的确定提供直接的证据，在第二次超新星爆炸的不对称踢。有人认为轨道倾角是$132\fdg8$（而不是$47\fdg2$）。该模型的预测是PSR B1913+16在2025年之后将不再可观测。

引力反冲对分层宇宙中黑洞形成的影响

The Effect of Gravitational Recoil on Black Holes Forming in a Hierarchical Universe

已知银河系隆起中有中心黑洞，黑洞的质量与恒星质量和隆起的速度色散密切相关。在等级宇宙中，次星系单位的合并伴随着凸起的合并和银河系中心黑洞的合并。在这些合并中，在黑洞碰撞的俯冲阶段，引力辐射的光束可以给残余物带来线性动量反冲或"引力反冲“。如果足够大的话，这个反冲将把残余物从星系中喷射出来，并在星系际空间中形成游荡的黑洞。利用一个星系形成的半解析模型，研究了黑洞抛射对黑洞与核球质量关系中散射的影响。我们发现，虽然不是测量的散射的主要来源，他们做了显着的贡献，并可用于设置一个约束，v_kick<500公里/秒，典型的踢速度，在协议中发现的值从广义相对论计算。即使对于这些计算所暗示的更温和的反冲速度，我们发现，相当数量的中央黑洞从今天的星系的祖先喷射，产生了一个人口的游荡晕内和星系间的黑洞的分布，我们调查在高分辨率的N体模拟牛奶路质量晕。我们发现，星系际黑洞只占银河系黑洞总质量的2-3%，但在晕内，游荡的黑洞可以贡献大约一半的总黑洞质量绕中央星系。晕内黑洞为经常在星系中心附近看到的紧凑X射线源和M82中的超亮非中心X射线源提供了一个自然的解释。

相对论性最强的脉冲星PSR J0737-3039的形成

The Formation of the Most Relativistic Pulsar PSR J0737-3039

我们提出了一套更新的约束PSR J 0737 - 3039的祖先，并考虑到双中子星的演化和运动学历史的脉冲星B的出生踢。为此目的，我们使用最近报道的闪烁速度测量跟踪系统在银河系中的运动作为未知方向欧米茄的系统速度投影在天空的平面上的函数，以及未知的径向速度Vr。脉冲星B的氦母星在超新星爆发前的轨道距离和质量的绝对极限是1.2Rsun <A0 <1.7Rsun和2.1Msun <M0 <4.7Msun。反冲速度被限制在60公里/秒到1660公里/秒之间，并且与SN前的轨道角轴（可能与脉冲星B的自旋轴有关）偏离至少25度。我们还推导出概率分布函数的踢速度赋予脉冲星B和脉冲星A的自旋和后超新星轨道角动量的各向同性和极性踢之间的错位角。这两个量的最可能值敏感地依赖于未知的径向速度。特别地，对于绝对值小于500 km/s的当前径向速度，倾向于低于30 - 50度的倾斜角，而高于120度的倾斜角倾向于与绝对值超过1000 km/s的径向速度相关联。

紧致二元系统中混沌的排除

Ruling Out Chaos in Compact Binary Systems

通过对二阶后牛顿运动方程的数值积分，我们研究了致密双星系统在合并前最后一个螺旋期的轨道。我们包括自旋-轨道和自旋-自旋耦合项，根据Levin [J. Levin，Phys. Rev. Lett. 84，3515（2000）]，可能会导致轨道变得混乱。为了检验这一说法，我们研究了最初附近的相空间轨迹的发散性，并试图测量李雅普诺夫指数γ。即使对于具有最大自旋物体和大自旋轨道失准角的系统，我们也没有发现混沌行为。对于我们考虑的所有系统，我们可以对发散时间t_L=1/gamma设置一个严格的下限，它比典型的螺旋上升时间大很多倍，这表明混沌不应该对即将到来的引力波探测器探测螺旋上升事件产生不利影响。

致密双星系统的演化

The Evolution of Compact Binary Star Systems

本文综述了由白矮星、中子星和黑洞组成的致密双星的形成和演化。双星NS和BH被认为是地基探测器频段内引力波（GWs）的主要天体物理源，而WD的致密双星是空间干涉仪（LISA）覆盖的低频GWs的重要源。主要的不确定性，在目前的理解最相关的GW研究的NS和BH的属性进行了讨论，包括治疗的出生踢紧凑的恒星残骸获得大质量恒星的核心崩溃和共同的信封阶段的二进制演化。我们讨论了双星NS和BH的合并速率及其探测前景，双星WD的形成和演化及其观测表现。特别注意的是AM CVn-星-紧凑的双星，其中的罗氏瓣是由另一个WD或低质量的部分简并氦星填充，因为这些恒星被认为是最好的LISA验证二进制GW源。

黑洞自旋演化：对短硬伽马射线暴和引力波探测的启示

Black Hole Spin Evolution: Implications for Short-hard Gamma Ray Bursts and Gravitational Wave Detection

在短伽马射线暴合并致密星双星模型的框架下，利用粒子布居综合方法研究了致密黑洞-中子星和黑洞-黑洞双星系统中黑洞的自旋和倾斜演化。基于最近在薄盘模型中的超临界吸积结果、对出生踢的估计以及超新星模型中的回退结果，我们得到了黑洞的自旋和失准。在黑洞-中子星双星系统中，有50%的系统的自旋参数a_spin小于0.5，倾斜角i_tilt小于45 °。通过与黑洞-中子星合并计算结果的比较，我们估计这些系统中只有一小部分（~ 0.01）能导致合并双星周围的环面形成，从而可能产生短硬伽马射线暴。另一方面，对于高初始黑洞自旋参数（a_spin>0.6），该分数可以是显著的（~ 0.4）。我们发现，我们模拟的人口预测的引力辐射信号没有显着不同的非旋转黑洞。由于（i）信号检测技术对黑洞自旋的不敏感性和（ii）预测的黑洞双星对信号的总体贡献较低，我们发现，引力波的检测并没有受到当前非自旋模板搜索的极大抑制。指出用LIGO或VIRGO探测黑洞-黑洞双星内旋系统可以直接测量黑洞的初旋。

年轻的高相对论性脉冲双星J1906 +0746

The young, highly relativistic binary pulsar J1906+0746

我们报告PSR J1906+0746的发现，一个年轻的144毫秒脉冲星在一个高度相对论性的3.98小时的轨道，偏心率为0.085和预期的引力波合并时间为3亿年。这颗新的脉冲星是在使用阿雷西博1.4 GHz馈电阵列系统进行前兆调查观测期间发现的，并在帕克斯多波束平面脉冲星调查数据中进行了回顾性检测。通过对Arecibo、Jodrell Bank、Green Bank和Parkes的射电跟踪观测，我们测量了脉冲星的自旋下降和双星参数，以及它的基本光谱和偏振特性。我们还提出了脉冲轮廓演化的证据，这可能是由于大地岁差，脉冲星自旋和总角动量矢量的错位所造成的相对论效应。我们的测量表明PSR J1906+0746是一个年轻的天体，特征年龄为112 kyr。根据测得的轨道近星点推进速率7.57+/-0.03度/年，我们推断系统总质量为2.61+/-0.02兆太阳。虽然这些参数表明PSR J1906+0746双星系统可能是双脉冲星系统的年轻版本，但迄今为止对伴星无线电脉冲的密集搜索尚未成功。因此不知道伴星是另一颗中子星还是一颗大质量的白矮星。不管伴星的性质如何，一个简单的计算表明，银河系中类似PSR J1906+0746的双星诞生率为60/Myr。这意味着PSR J1906+0746将对计算的致密双星系统的宇宙内旋率做出重要贡献。