Peculiar Chemical Abundances in the Starburst Galaxy M82 and Hypernova Nucleosynthesis
X射线观测表明，与氧相比，星暴星系M82中的化学丰度相当丰富。这样的丰度模式不能用任何传统的I型和II型超新星产量的组合来解释。此外，观测到的热等离子体的能量与重元素质量比也远高于正常超新星的结果。我们计算了核心坍缩超新星的爆炸核合成，并表明超新星核合成可以解释丰度模式和能量与重元素质量之间的大比值。这样的超新星爆炸预计会发生在质量大于20-25 Msun的恒星上，并且很可能主导了星暴，因为M82星暴后的年龄估计只有10^6 ~ 10^7年。我们还研究了对不稳定超新星（~ 150-300 Msun），并得出结论，在这些超新星的能量重元素质量比太小，无法解释的观察。
2002-07-02 astro-ph
Searching for Failed Supernovae With Astrometric Binaries
质量范围在8 Msun<M<30 Msun的恒星被认为是以发光的超新星结束生命，留下一颗中子星。然而，如果这些恒星中有相当一部分最终成为黑洞的残骸，而没有产生超新星（一个“失败的”超新星），人们怎么会知道呢？我们表明，在合理的假设下，依巴谷目录应该包含大约30个f_{fail}天体测量双星与黑洞的同伴，其中f_{fail}是超新星的分数失败。由于依巴谷没有发现黑洞天体测量双星，人们可能会得出这样的结论：这种失败的超新星是非常罕见的。然而，这一论点所需的最重要的假设，G星（大部分依巴谷星）在高质量伴星区的初始伴星质量函数（ICMF），是没有任何观测基础的。我们展示了如何使用全天空天体测量探测器（FAME）测量G星的ICMF，从而可以准确测量超新星的失败率。
2001-11-27 astro-ph
An IR Search for Extinguished Supernovae in Starburst Galaxies
红外和无线电波段观测严重熄灭地区的星暴星系建议一个非常高的SN率与这些地区。因此，光学测量的超新星（SN）率可能会低估总SN率高达10倍，这是由于在星暴区域的SNe的高消光。红外/无线电SN率来自各种间接手段，然而，遭受模型依赖性和其他问题。我们描述了一个直接测量的SN率从一个定期巡逻的星暴星系做K'波段成像，以尽量减少灭绝的影响。给出了最大光附近核心塌陷SNe的K'测量值的集合。初步SN搜索使用MIRC相机在怀俄明州红外天文台（WIRO）的结果，并改进搜索使用ORCA光学。在25 Mpc范围内的星暴星系的每月巡逻应该产生1.6 - 9.6 SNe/年。我们的MIRC搜索使用低分辨率（2.2”像素）未能找到熄灭的SNe，将核外（> 15”半径）的SN速率限制为小于3.8超新星速率单位（SRU或SNe/世纪/10^10 L（太阳）; 90%置信度）。MIRC相机的分辨率不足以搜索SN活动集中的核星爆区域，这解释了为什么我们没有发现严重模糊的SNe。我们的结论是，高分辨率，小领域的SN搜索在星暴核更富有成效的低分辨率，大领域的搜索，即使是我们的大星系。使用我们的ORCA高分辨率光学器件，我们可以在3年的观测中将总SN率限制在< 1.3 SRU，置信度为90%，低于最悲观的估计。
1998-12-14 astro-ph
Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries
在双白矮星AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星中，氦吸积到碳/氧白矮星上，当轨道周期在3.5-25分钟范围内时，会经历不稳定的热核闪光。在最短的轨道周期（最高的吸积速率，Mdot > 10^-7 Msol/yr），闪光很弱，很可能导致氦当量的经典新星爆发。然而，随着轨道变宽和Mdot下降，不稳定点火所需的质量增加，导致越来越猛烈的闪光，直到氦壳质量约为0.02-0.1 Msol的最终闪光。这些最后闪光的高压使燃烧产生放射性元素48 Cr，52 Fe和56 Ni，这些元素为微弱（M_V在-15到-18的范围内）和快速上升（几天）的热核超新星提供动力。目前的星系AM CVn空间密度意味着每5，000 ~ 15，000年就有一次这样的爆发，爆发率为10^11 Msol（约为E/SO星系Ia型爆发率的2-6%）。这些“.Ia”超新星（亮度为Ia型超新星的十分之一，时间为十分之一）是夜间深度搜索（例如V=24）的理想目标，可能产生每年1，000的全天率。
2007-05-06 astro-ph
Implications of massive close binaries for black hole formation and supernovae
利用大质量密近双星演化的新模型研究了大质量X射线双星Wray 977的祖先演化。这些模型给出了单星M_BH中子星/黑洞形成的质量限制。讨论了该系统的准保守演化，发现M_BH > 13。21 M_sun与Wray 977中存在中子星的关系，其不确定性是由于对流处理的不确定性。我们的结果修订了早先公布的更大的值M_BH来自Wray 977的参数。然后，在37个不同初始质量、质量比和周期的大质量密近双星演化模型网格的基础上，推导出密近双星演化过程中各种质量转移情况下的初始质量-终末质量、初始质量-终末氦核质量和初始质量-终末CO核质量关系。从这些模型中，我们导出了单星的M_BH =< 25 M_sun，而与大多数黑洞双星是通过A/B或C双星通道形成的无关。使用我们的网格的二元模型，我们得到了一个一致的方案，形成的黑洞的二元系统。
1999-08-27 astro-ph
Observational Constraints on Kicks in Supernovae
具有射电脉冲星和光学对应物的极宽双星的存在或不存在对超新星爆炸中反冲的存在和大小施加了强烈的约束。我们搜索这样的系统，通过比较位置的射电双星，这是不知道的是在双星的可见恒星的位置，并发现协会的数量可以忽略不计。根据所进行的总体合成，这意味着必须发生井涌，下限至少为10至20 km/s。
1997-09-22 astro-ph
Bright X-ray source populations in the starburst galaxies NGC 4038/4039
假设一个朴素的恒星形成的历史，我们构建的合成X射线源人口的相互作用星系NGC 4038/4039的X射线光度函数（XLF）的比较使用人口合成代码。我们已经考虑了高质量和中等质量的X射线双星，年轻的旋转供电的双星和后备盘馈黑洞在建模的明亮的X射线源检测。我们发现，大多数的X射线源很可能是中等质量的X射线双星，但典型的二进制演化参数，预测的XLF似乎比观察到的更陡峭。我们注意到，XLF的形状严重依赖于年轻人口的XLF断裂的存在，并建议超级爱丁顿吸积光度或中等质量黑洞的存在，以解释高光度端和NGC 4038/4039的XLF的斜率。
2007-04-19 astro-ph
Hard X-ray-to-radio energy distributions in starburst galaxies
在这篇文章中，我们提出了我们的进化人口合成模型，包括单星和双星系统的多波长光谱能量分布的预测。高能计算包括与X射线双星和超新星遗迹相关的发射，以及释放到星际介质中的机械能，这些机械能可以部分地再处理成热X射线。利用这些分量计算了星暴星系从X射线到射电范围的光谱能量分布，并分析了高能辐射对H和He电离连续谱的影响。
1999-01-25 astro-ph
Supernovae in Helium Star--Compact Object Binaries: A Possible Gamma-ray Burst Mechanism
氦星-致密天体双星，特别是氦星-中子星双星，被广泛认为是观测到的双中子星系统的祖先。其中，第二颗中子星被认为是氦星超新星的致密残骸。在这里，这样的超新星的观测影响进行了讨论，特别是探讨作为一个候选人的伽马射线暴机制。在这种情况下，超新星会在一个短暂的时期内迅速吸积到致密物体上，通过磁转矩以窄光束的形式提取其旋转能量，强烈的电磁主导喷流。喷出物内平流的超新星光子的康普顿散射，以及由喷流驱动进入喷出物的冲击所产生的光子，将冷却喷流，并可以产生所观察到的即时发射特性，包括峰值-推断的各向同性能量关系，X射线闪光特性，子脉冲光变曲线，能量相关的时间滞后和子脉冲加宽，以及后期光谱软化。爆发的持续时间受到喷流的康普顿冷却速率的限制，最终产生一个光学厚度，适度相对论膨胀的火球，可以产生余辉发射。如果黑洞或中子星与致密的残骸结合在一起，后期的光变曲线变化可能会像SN 2003 dh那样被观测到。
2005-08-01 astro-ph
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。
2005-04-01 astro-ph
Double degenerates and progenitors of supernovae type Ia
本文报道了最近在VLT进行的白矮星-白矮星双星（双简并-DD）系统径向速度巡天，包括ESO超新星Ia祖先巡天。大样本的DD将使我们能够把强有力的约束的阶段密切的二元演化的祖系统，并进行观测测试的DD方案的Ia型超新星。我们解释了如何参数的二进制文件可以从各种方法。结果为样本的DD的介绍和讨论。
2004-03-25 astro-ph
How many supernovae are we missing at high redshift?
近红外和无线电搜索核心坍缩超新星（CC SNe）在当地的宇宙表明，绝大多数发生在大规模星暴的事件是错过了目前的光学搜索，因为他们在非常尘土飞扬的环境爆炸。最近的红外观测表明，在非常明亮的尘埃星爆中发生的恒星形成活动的比例随着红移而急剧增加，并在z>0.5时成为主要的恒星形成成分。因此，越来越多的SNe预计将错过高红移光学搜索。我们估计，5-10%的本地CC SNe是光学搜索无法触及的。当约30%的CC SNe将未被检测到时，缺失事件的分数朝向z=1急剧上升。在z=2时，缺失部分将约为60%。相应地，对于Ia型SNe，我们的计算提供了在z=1时15%和在z=2时35%的缺失分数。如此大的修正对于将观测到的SN速率与宇宙恒星形成历史演化的预期进行比较，以及设计未来在高红移下的SN搜索至关重要。
2007-02-16 astro-ph
Luminosity functions of X-ray binaries and the dynamical history of their host galaxies
在邻近星系中观测到的X射线源的亮度分布（log（N（>S））-log（S）曲线）可以描述为单次幂律或破幂律。单一的幂律分布经常被发现的星系中的源与激烈的正在进行的恒星形成活动，而打破幂律被发现在椭圆星系和螺旋星系的凸起。光度突变可能是由包含中子星的X射线双星在爱丁顿极限吸积的种群或由X射线双星种群的老化引起的。我们证明了一个简单的生灭模型可以重现单一的和破碎的幂律log（N（>S））-log（S）曲线。我们发现幂律log（N（>S））-log（S）曲线是X射线双星平滑连续形成的结果，光度突变是最近一次星暴事件的标志。光度突变是稳健的，并且由相对于到星暴时期的回顾时间的X射线双星的寿命决定。该模型成功地解释了旋涡星系M81的盘源和核球源的不同形式的log（N（>S））-log（S）曲线。
2003-02-18 astro-ph
X-ray Properties of the Central kpc of AGN and Starbursts: The Latest News from Chandra
本文讨论了15个具有活动星系核和/或星暴的邻近星系（v<3，000 km/s）的X射线性质。三分之二的核扩展发射的尺度从~0.5到~1.5 kpc，这要么是明显与核外流或形态类似的外流。活动星系核主导的星系团倾向于具有线性结构，而星暴主导的星系倾向于具有羽状结构。在星暴区存在显著的X射线吸收，表明环核星暴足以阻挡活动星系核的光波长。具有星暴活动的星系在其中央kpc内比非星暴活动的星系拥有更多的X射线点源。许多这样的源比典型的X射线双星更明亮。钱德拉的结果进行了讨论，在星爆活动星系核连接，修订的活动星系核统一模型，和可能的演化方案。
2001-08-30 astro-ph
Gamma-ray bursts, BL Lacs, Supernovae, and Interacting Galaxies
在星暴星系相互作用的恒星形成框架内，讨论了红类星体、BL Lac和Blazar与伽马射线暴之间的联系。提出了伽马射线暴主要发生在恒星形成区的星暴环境中，是由相互作用系统中形成的超大质量沃尔夫-拉叶星的核塌缩引起的。在这种相互作用的环境中，恒星的形成导致超新星爆炸。当恒星爆炸时，冲击波向外传播并与周围的介质碰撞，形成一个高密度的超级壳层，在那里开始了激烈的恒星形成;随后，壳层内的超新星爆炸导致壳层向外膨胀。在另一个恒星形成的场景中，大型富含气体的低表面亮度（LSB）旋涡星系之间的相互作用导致了它们潮汐尾的碎裂。这些碎片云坍缩成致密的矮星，并经历快速的恒星形成。在这样的相互作用的情况下，大多数类星体被观察到，我们讨论的镁II吸收线GRB 970508，其光谱类似于BL Lac对象，和GRB 971214的光谱演化，也可能表明一个类似的连接。除了BL Lac连接，最近在附近星系中发现的GRB 980425表明不对称的超新星爆炸会产生相对论性喷流。我们提出，伽马射线光变曲线出现由于逆康普顿散射的软光子从相对论性的等离子体斑点在射流中移动。这揭示了超新星爆炸的机制，产生了相对论性喷流。
1998-10-30 astro-ph
An X-ray and Optical Investigation of the Starburst-driven Superwind in the Galaxy Merger Arp 299
我们详细研究了星暴合并系统Arp 299（NGC 3690，Mrk 171）的X射线和光学性质，重点是它壮观的气体星云。我们分析了\rosat和\asca的X射线数据、光谱和窄带图像。我们认为，正在进行的星系碰撞潮汐重新分配的合并星系的ISM。光学发射线星云的形成是因为这种气体被从星暴逃逸出来的辐射光电离，并被星暴超新星和星风的集体效应驱动的“超级风”冲击加热、加速和加压。在Arp 299中的X射线星云可能是一个质量负载的绝热冷却气体流，它携带着大部分的能量和金属，这些能量和金属是以接近Arp 299的逃逸速度由星暴注入的。在这个系统中，质量外流率可能超过恒星形成率。我们的结论是，强大的恒星爆发能够加热（并可能弹出）的ISM合并星系的一个显着的部分。
1998-12-16 astro-ph
Ambiguities in fits to the complex X-ray spectra of starburst galaxies
对NGC 253和M 82的X射线数据进行光谱拟合得到的结果不明确。所谓的"最佳拟合"结果取决于获得数据的仪器，显然也取决于光谱模型组成的选择。我们表明，不同的光谱模型可以同样适合BeppoSAX数据的两个星系。金属丰度一般是不可靠的，对模型的选择有很强的依赖性。只有综合所有现有卫星（ROSAT、ASCA和BeppoSAX）的光谱和成像X射线数据，才能优先选用一种特定的光谱模型。基于NGC 253的光谱，我们证明了由两个或多个热等离子体成分加上硬幂律连续谱和Fe K α线发射组成的模型可以解释所有的观测。这些模型组件代表的整体光谱的热气体和致密源的星暴星系，最有可能是超新星遗迹和X射线双星。同样的模型也能适用于M 82的X射线数据，但从ROSAT成像中可以看出，存在致密源的证据可能代表高质量的X射线双星，但这种证据较弱。这意味着它的硬X射线发射，这是ROSAT图像中扩展，可能-如果真正扩散-是由一个非常热（几千电子伏的能量）热气体成分占主导地位。
2000-03-02 astro-ph
ASCA Observations of the Starburst-Driven Superwind Galaxy NGC 2146: Broad Band (0.6 - 9 keV) Spectral Properties
我们报告ASCA地理信息系统和SIS观测附近（D = 11.6百万秒差距），近侧，星暴星系NGC 2146。这些X射线光谱数据补充了Armus等人讨论的ROSAT PSPC和HRI成像，1995. NGC 2146的宽波段（0.6-9 keV）X射线谱最好用两个分量模型来描述：软X射线发射用雷蒙德-史密斯热等离子体模型，其温度为kT $\sim 0.8$ keV;硬X射线发射用热等离子体模型，其温度为kT $\sim 8$ keV或幂律模型，其光子指数为$\sim 1.7$。我们没有发现令人信服的证据表明大量的过量吸收超过银河值。软（硬）热分量在0.5 - 2.0 keV能量带中提供约30%（70%）的总光度，而在2-10 keV能量范围内，只有硬分量起主要作用。光谱的结果使我们能够设置更严格的限制，星暴驱动的超风模型，我们可以令人满意地占的亮度，质量和能量含量所代表的软X射线光谱分量。我们估计，质量外流率（$\sim$ 9 M $_{\odot}$每年）是大约一个数量级大于预测的速度，超新星和恒星风返回质量到星际介质，因此，认为流量是强烈的“质量负载”与材料在和周围的星暴。估计的热气体流出速度接近星系的逃逸速度，因此气体的命运尚不清楚。我们认为，硬X射线光谱成分是由于合并发射的X射线双星和/或年轻的超新星遗迹与星暴。
1998-10-26 astro-ph
On the fraction of intermediate-mass close binaries that explode as type-Ia supernovae
Ia型超新星（SNe-Ia）被认为是由白矮星（WD）的热核失控造成的，这些白矮星接近于克拉塞卡极限，要么是通过伴星的吸积，要么是与另一颗WD合并。我汇编观测估计的分数η的中等质量的恒星，最终爆炸为SNe-Ia，补充他们与几个新的估计，并比较它们自洽。这些估计是基于五种不同的方法，每一种方法都利用了一些与SN-Ia速率相关的观测数据，并结合了关于IMF的假设：恒星形成星系中SN-Ia与核心坍缩速率的比率;每单位恒星形成速率的SN-Ia速率;每单位恒星质量的SN-Ia速率;星系团中铁与恒星质量的比率;以及星系团中的丰度比率。这五种方法表明，在初始质量为3- 8M_sun的所有恒星中，约有2-40%的恒星（通常认为的SN-Ia祖先）爆炸为SNe-Ia。对于一系列合理的IMF，eta~15%的分数与所有五种方法一致。再考虑到这类恒星的双星比例、质量比分布、分离分布和双重性（每个双星只能产生一次超新星-Ia爆炸），这意味着几乎每个中等质量的近距离双星最终都是超新星-Ia，或者可能比祖先系统更多的超新星-Ia。理论上预期的分数一般要低一到两个数量级。问题可以解决：如果所有的观测估计都是错误的;或者是一个“中等偏重”的IMF;或者是某种机制，大大提高了向SN-Ia爆炸的双星演化的效率;或者是SNe-Ia的非双星起源。
2007-11-09 astro-ph
Evolution of binaries producing Type Ia supernovae, luminous supersoft X-ray sources, and recurrent novae
我们提出了两条Ia型超新星（SNe Ia）的演化路径，这两条路径被称为超软X射线源（SSS）通道和共生通道，这取决于超新星爆炸前的轨道分离。我们的处理方法的本质区别在于，当质量吸积的白矮星（WD）的质量吸积速率超过约1 x 10^{-6} Mo/yr的临界速率时，在双星演化中包含质量吸积的WD上的强光学厚风。一旦从WD吹来光学上厚的风，在某些情况下，双星可以避免形成共同的包络。这样一来，WD就能够成长为克拉塞卡质量，并爆炸为超新星Ia，在通往超新星Ia的道路上显示出SSS或周期性新星现象。因此，WD的吸积风过程可以为超新星Ia打开新的通道.我们模拟了LMC超软源RX J0513.9-6951作为吸积风阶段系统的一个例子。另外两个基本过程的进一步夹杂物，使通道更宽，这些都是情况BB质量转移SSS通道和强大的轨道收缩期间的超级风阶段的主要恒星在共生通道。因此，通过这两个通道估计的Ia超新星的出生率与我们银河系的观测结果一致。有趣的是，复发新星的U Sco和T CrB亚类可以自然地理解为这两个SSS和共生通道的进化阶段的一部分，以超新星Ia，分别。因此，我们有一个统一的图片的二进制演变为超新星Ia，发光SSS，和复发新星。
2001-10-11 astro-ph
On the origin of the difference between the runaway velocities of the OB-supergiant X-ray Binaries and the Be/X-ray Binaries
Chevalier & Ilovaisky（1998）最近发现OB-超巨星X射线双星具有相对较大的逃逸速度，而Be/X射线双星具有较低的逃逸速度，这一发现证实了目前关于这两类系统形成的模型。这些预测的差异，失控速度的一个数量级。这种差异主要是由于氦核质量分数随恒星质量的变化，以及在系统中致密物体形成之前的质量转移阶段轨道角动量守恒。这种组合导致：（i）在OB-超巨星系统中，超新星前的轨道比Be-系统中的要窄;（ii）相对于低质量系统，高质量系统中超新星中喷射出的质量分数更大。不管出生时中子星可能的反冲速度如何，这种组合导致这两组中子星之间的平均逃逸速度有相当大的差异。观测到的Be/X射线双星的逃逸速度很低，这证实了在大多数情况下，在产生中子星的超新星中，喷射出的速度不超过1到2兆太阳。这一点，再加上这些系统的平均轨道偏心率很大，表明它们的中子星在诞生时一定受到了60 - 250 km/s范围内的速度反冲。
2000-05-11 astro-ph
Search for double degenerate progenitors of supernovae type Ia with SPY
我们报告了在ESO VLT（ESO SN Ia始祖星巡天- SPY）上用UVES摄谱仪对作为Ia型超新星潜在祖先的双简并（DD）双星进行的一次大型巡天。
2002-10-07 astro-ph
X-ray Luminous Radio Supernovae in the Center of M82?
研究了典型星暴星系M82中心区域的X射线辐射。先前的观测显示了一个明亮的中心X射线点源，有人认为它的性质包括一个低光度的活动星系核或一个X射线双星。对ROSAT HRI观测的新分析在M82的中央千秒差距中发现了4个X射线点源，我们确定了两个最亮的X射线源的射电对应物。对应的可能是年轻的射电超新星（SN），是M82中最明亮和最年轻的SN之一。因此，我们认为我们看到的是来自M82中年轻超新星的X射线发射，特别是最亮的X射线源与射电源41.95+57.5有关。我们讨论了这些意见的演变X射线发光SN的影响。
1999-09-02 astro-ph
Massive star formation and evolution in starburst galaxies: mid-infrared spectroscopy with ISO-SWS
我们提出了新的ISO-SWS数据的样本的27个星暴星系，并与这些数据研究的问题，最大质量的恒星在星暴星系的形成和演化。使用星爆模型，包括时间演化，新的恒星大气模型的大质量恒星，和星爆模型的几何形状来自原型星爆M82的观测，我们的模型的综合中红外线比[NeIII]（15.6微米）/[NeII]（12.8微米）。这个线比率对恒星能量分布的硬度敏感，因此对最大质量的恒星也敏感。我们的结论是从我们的模型，考虑到最近的恒星普查在本地，高质量的恒星形成区域的决心，我们测量的[NeIII]/[NeII]的比例是一致的大质量（~50-100太阳质量）的恒星在大多数恒星爆发的形成。在这个框架内，从测得的线比推断出的低星云兴奋可以归因于老化效应。通过对我们样本中星系的红外线与莱曼连续光度之比的估计，我们进一步发现大多数恒星爆发的寿命相对较短（1- 1000万年），只有少数O星的寿命。我们讨论了这种短事件的可能原因：恒星风和超新星在破坏星暴环境的有效性。
2000-03-22 astro-ph
Displacement of X-Ray Sources from Star Clusters in Starburst Galaxies
本文研究了三个星暴星系中X射线点源与星团之间的空间偏移。我们发现X射线源优先位于星团附近。由于星团是星系中恒星形成活动的很好的示踪物，这表明X射线源是与当前恒星形成有关的年轻天体。我们发现，从集群的X射线源的显着位移。这些位移很可能是由于X射线源的运动，表明它们是X射线双星。我们发现，更明亮的X射线源优先发生在靠近集群。非常明亮的源在大位移集群的情况下可能有助于约束源的模型。
2003-12-21 astro-ph
Starburst-driven Starbursts in the Heart of Ultraluminous Infrared Galaxies
越来越多的证据表明，在像Arp 220这样的超亮红外星系的中心区域存在蓝色超级星团。超亮星系被认为是由星系合并引发的，人们经常认为这些超级星团可能是在合并的最后阶段气体云之间的剧烈碰撞中形成的。我们现在研究另一组模型，它与以前的模型不同，因为超级星团的形成与发生在星系中心的非常强烈的恒星暴增直接相关。首先，我们表明，一个场景中，超级星团的形式在材料中的冲击波压缩源自中央星爆是不可信的，因为这样产生的对象是远远小于观察到的星团在Arp 220。然后，我们调查的情况下（基于Shlosman-Noguchi模型），在下落的致密气体盘是不稳定的引力和崩溃，形成大量的气体团块。由于这些团块暴露在由超级风驱动的外部高压下（由星系核心大量超新星的集体效应驱动的冲击波），它们可能会崩溃，然后可能会在其中诱导大质量恒星的形成。在这种坍缩中产生的物体具有与Arp 220中心观测到的超级星团一致的性质。
1998-07-15 astro-ph
TYPE Ib/c SUPERNOVAE AND THEIR RELATION TO BINARY STARS
本文综述了Ib/c型超新星与相互作用双星的关系。分类的问题和缺乏良好的观察事件排除了直接推断的祖先的特点。然而，在观测到的光谱中没有氢谱线，需要有限的演化方案来产生合适的没有氢包层的核心坍缩爆炸的祖星。新的超新星类型之间的相对统计表明，SN~Ib/c的平均亮度比SN~II的高，并且通过对邻近星系的超新星搜索的密集采样，确定了SN~Ib/c的小内禀入射。小的比率可能与银河系中双星中大质量恒星的观测比率相冲突。
1995-03-01 astro-ph
Type Ia Supernovae and High Velocity White Dwarfs
我检查的假设，许多高速白矮星观察奥本海默等人。（2001年）是捐助星的残余物，从双星产生Ia型超新星通过“单简并”通道。如果这个通道对银河系Ia超新星的速率有很大的贡献，那么V>100 km/s的这种残骸的局部密度可能高达2.e-4/立方秒差距，与奥本海默等人发现的密度相当。这个白矮星种群与其他种群的不同之处在于它完全由单星组成。
2002-06-10 astro-ph
Population synthesis of X-ray sources at the Galactic center
本文提出银河系中心的X射线双星群体是星暴的结果，它是用双星演化的“情景机”代码合成的。对于目前假设的400 - 700万年的星爆年龄，我们的结果与最近的{ \it GRANAT}银河系中心的X射线观测结果一致，并预测了大量的X射线双星与黑洞。
1995-07-05 astro-ph
Energisation of interstellar media and cosmic ray production by jets from X-ray binaries
利用最近对来自X射线双星系统的喷流功率作为X射线光度函数的估计，结合对相关Log（N）-Log（L_X）光度函数的改进估计，我们计算了来自这些天体的输入到星际介质（ISM）的总能量。通过喷流向ISM输入的动能主要由黑洞系统的动能提供，而辐射输入主要由吸积的中子星提供。将银河系中黑洞喷流输入的能量相加，我们发现它可能对应于超新星时均动力学光度L_SNe的>1%和宇宙线光度L_CR的>5%。考虑到喷气动力估计的不确定性，可能会有更大的贡献。此外，在低质量X射线双星分布相当但超新星数量少得多的椭圆星系中，L_J / L_SNe的比值可能会大5倍。我们的结论是，喷流从X射线双星可能是一个重要的，分布式的，动能源的相对论冲击的形式，以ISM，因此很可能是一个主要的宇宙射线的来源。
2005-04-08 astro-ph
The characteristics of high velocity O and B stars which are ejected from supernovae in binary systems
通过对双星总体合成的计算，研究了双星系统中伴星超新星爆发时逃逸O星和逃逸B星的起源和特征。OB失控的数量可以解释从超新星抛射只有当：高质量的恒星优先形成的双星，初始质量比分布强烈的峰值团结和恒星再生到零年龄吸积的质量从伴星。考虑到这些要求，我们得出结论，在最多30%的失控O星，但可能所有失控B星获得高速度，由于超新星在不断发展的双星。通过超新星抛射获得高速的恒星具有以下特征：1）至少10%的高速B星和一半的O星的质量大于它们出生的星系团的关闭质量，并且将被观察到为母星系团中的蓝色离散星，（2）赤道自转速度与空间速度成正比;（3）20%~ 40%的逃逸星有中子星伴星，但小于1%在部分轨道上可以看到射电望远镜。
2000-05-01 astro-ph
Search for double degenerate progenitors of supernovae type Ia with SPY
我们报告了在ESO VLT（SN Ia始祖星巡天- SPY）上用UVES摄谱仪对作为Ia型超新星潜在始祖星的双简并（DD）双星进行的一次大型巡天。到目前为止，大约有560颗白矮星被检查了径向速度的变化。已经发现了90个新的DD，其中包括质量接近阿布拉塞卡质量的短周期系统。
2002-10-29 astro-ph
X-Ray Spectral Components of Starburst Galaxies
对星暴星系（SBG）的X射线发射过程进行了评估，目的是确定和表征主要的光谱成分。我们的调查光谱特性，补充了银河系恒星星族的演化模型，导致预测的复杂的光谱。通过对附近的SBG M82和N253的光谱性质的预测与目前的X射线测量结果的比较，我们得出以下初步结论：1）吸积NS的X射线双星是2-15 keV波段的主要贡献者，并且可能是解释SBG 0.5-10 keV光谱所需的硬成分的原因;（2）扩散热等离子体的贡献能量小于1 keV，（3）超新星加速的相对论电子对FIR和CMB辐射场光子的康普顿散射产生的非热辐射，以及类活动星系核的辐射，可能是能量大于30 keV的主要辐射;（4）超新星遗迹对X射线谱的贡献相对较小，但对6.7keV的Fe-K辐射贡献较大。
2001-12-03 astro-ph
A Chandra X-ray Investigation of the Violent Interstellar Medium: From Dwarf Starbursts to Ultraluminous Infrared Galaxies
本文分析了钱德拉X射线天文台对7个矮星暴星系、6个边临星暴星系和9个超亮红外星系的热气体漫辐射观测。这些系统的X射线光度范围为10^4，恒星形成率和K波段光度（恒星质量的代表）范围为几千。尽管在基本参数的这个范围内，我们发现，弥漫X射线发射的属性是非常相似的，在所有三类星暴星系。漫发射光谱与kT ~ 0.25 ~ 0.8keV的气体热发射和α元素与Fe的丰度比为太阳的几倍很好地拟合。热X射线与远红外发光度的比率大致恒定，漫射X射线发射的特征表面亮度也大致恒定。扩散X射线源的大小随着远红外和K波段光度的增加而系统地增加。所有这三类都显示出由漫射X射线发射探测的热气体区域与由光学线发射探测的暖气体区域之间的强形态学关系。这些发现表明，在这三种类型的星暴中，产生弥散X射线发射的物理机制是相同的，并且与这种机制是一致的，即由星系“超级风”驱动的冲击，由星暴中的恒星风和超新星共同提供的动能提供动力。
2005-03-31 astro-ph
Do nuclear starbursts obscure the X-ray background?
我们提出了一个X射线背景（XRB）源的模型，其中低光度活动核（L<10^43 erg/s）被100 pc内的核爆发所遮蔽。从中心源看，遮蔽物质覆盖了大部分天空，而不是以环形结构分布，并通过光电吸收使平均X射线光谱变硬。气体是湍流的，速度分散在100公里/秒左右，云与云的碰撞导致大量的恒星形成。尽管超新星倾向于产生外流，但大部分气体都被困在恒星形成集群本身和中心黑洞的重力场中。这种气体的高温（T=10^6-10^7 K）维里化相，占总遮蔽物质的百分之几，通过邦迪吸积以适合这些天体光度的亚爱丁顿速率为中心引擎提供10^7太阳质量的能量。如果星暴遮蔽的天体产生残余XRB，那么在活动星系中只有10%的吸积发生在未吸收天体的爱丁顿极限附近。
1998-03-25 astro-ph
Gamma-ray sources as relics of recent supernovae in the nearby Gould Belt
附近的古尔德带的星暴区有3千万到4千万年的历史，已经形成了许多大质量恒星。在其300 pc的半径内，它以增强的速率产生核心坍缩超新星，该速率被证明是75到95百万年{-1}千秒差距{-2}，即在过去和未来的几百万年里，比当地银河系的速率高3到5倍。最近在中纬度100兆电子伏以上的地区发现了一群持续存在但未被确认的伽马射线源。它们在天空中的分布显示出与倾斜的古尔德带的相关性比与其他银河系结构的相关性更好。在|b| > 5度时，多达40 +- 5个震源与地震带统计相关。因此，这些来源被认为是带的一部分，是带超新星的遗迹，以百万年前的超新星的形式存在。它们的存在强调了当地介质的活跃程度，以及最近多次爆炸对其加热、富集和塑造的程度。
2000-11-15 astro-ph
The origin of single radio pulsars
通过比较超新星的相对速率与单射电双星、再循环射电双星、双星和X射线双星的形成速率，我们对射电双星的祖先和超新星的不对称性提出了严格的限制。射电双星只在相互作用双星的Ib型和Ic型超新星中形成的假设（Iben & Tutukov 1996）的结论是，在这种情况下，（双中子星）应该是单脉冲星出生率的20%，或者，几乎所有的单恒星（85%到98%）都应该来自索恩-齐特科夫星。在后一种情况下，脉冲星的速度分布与观测结果不一致。此外，在这种情况下，超新星速率和脉冲星形成速率之间的差异大约是一个数量级，即：比观察到的要大得多。允许来自单星和非相互作用双星的II型超新星形成射电双星解决了这个难题，但是为了解释单射电双星的高速度，需要一个踢。我们还需要一个踢来了解小出生率，相对于超新星的速度，由两个中子星组成的双星系统。
1999-02-11 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: II. Binaries with neutron stars
本文是系列研究的第二篇，我们研究了致密球状星团（GC）中含有中子星（NS）的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。在这项研究中，70个致密星团被独立地模拟，总恒星质量约为2 × 10^7 Msun，超过了我们银河系中所有致密GC的总质量。我们发现，为了重现经验推导的低质量X射线双星（LMXB）的形成率，我们必须假设，NS可以通过电子捕获超新星（ECS）形成，典型的出生踢小于核心坍缩超新星。我们的研究结果解释了观察到的LMXB的数量对“碰撞数”的依赖性，以及不同GC之间观察到的大的散射。我们预测，在不同的GC的静态LMXB的数量不应该有很强的金属依赖性。在我们的集群模型中，以下质量增加事件产生的MSP群体与观测结果不匹配：（i）在一个共同的信封事件与通过ECS形成的NS期间的吸积，以及（ii）来自WD供体的质量转移（MT）。有些过程只导致温和的回收。此外，对于MSP，我们区分低磁场（长寿命）和高磁场（短寿命）人群。有了这种区别，并考虑只有那些质量增加的事件，似乎导致NS回收，我们得到很好的协议，我们的模型与观察到的MSP在47图克和泰山5的数量和特点，以及与累积统计的MSP检测到不同的动力学性质的GC。我们发现，合并的双NS可能检测到的短伽马射线暴的显着生产只发生在非常密集的，最有可能是核心塌陷的GC。（节略）
2008-02-01 astro-ph
Evolving to type Ia supernovae with long delay time
最近对Ia型超新星延迟时间的研究，对Ia型超新星的祖先设定了有用的限制。这里我们计算了由一颗白矮星和一颗主序星或次巨星伴星组成的密近双星的演化。我们假设，一旦洛希瓣溢出发生的一小部分损失的质量从系统形成一个circumbinary盘，提取系统通过潮汐力矩的轨道角动量。计算结果表明，环双星盘的存在可以提高传质速率，并引起轨道收缩。白矮星的质量可以有效地增长，即使是相对低质量（$\la 2 M_{\odot}$）的供体恒星也可以触发Ia型超新星。因此，这种情况表明具有长延迟时间的Ia型超新星可能存在一种新的进化通道：$\sim 1-3$ Gyr。
2007-02-08 astro-ph
Supernovae versus Neutron Star Mergers as the Major r-Process Sources
我表明，最近的观察，在贫金属星的r-过程丰度是很难解释的，如果中子星合并（NSMs）的主要r-过程源。相比之下，这些观测和早期太阳系中Hf 182和I129的陨石数据支持超新星（SNe）的r过程富集的自洽图像。虽然需要进一步的理论研究的r-过程的生产和浓缩的SNe和NSM，我强调两个可能的直接观测测试的SN r-过程模型：伽马射线从SN残余物和表面污染的同伴SN r-过程喷出物的SN r-过程的衰变核。
2000-03-16 astro-ph
Chandra X-Ray Imaging of the Interacting Starburst Galaxy System NGC 7714/5: Tidal ULXs, Emergent Wind, and Resolved HII Regions
我们目前的钱德拉X射线图像的相互作用星系对NGC 7714/5。除了无法分辨的星暴核外，在该核西北1.5”（270秒差距）处还探测到一个L（X）~ 10^40 erg/s的可变点源，与HST图像上的一个蓝色、极亮（M（V）~ -14.1）点源相一致。另外还观察到11个候选点状超亮X射线源（ULX），其中两个大于等于10^40 erg/s。其中十个与相互作用引起的特征有关，但只有两个与恒星形成有关。我们发现了L（X）~ 3 × 10^40 erg/s的弥散辐射，向核的北面延伸了11”（1.9 kpc）。它的光谱可以用二温Mekal函数（0.6/8 keV）或0.6 keV Mekal函数加幂律拟合。硬成分可能是由于高质量X射线双星（HMXB）与逆康普顿辐射的贡献，而软成分可能是来自超级风。我们还检测到四个核外HII区复合物的扩展X射线发射。如果X射线产生效率L（X）/L（mech）很高（~5%），这种辐射可能是由于HMXB或超新星风加热的扩散气体。为了估计L（X）/L（mech），我们收集了已发表的研究HII区域和附近星系中超级气泡的数据。对于年轻的HII地区（<3.5 Myrs），中位数L（X）/L（机械）~ 0.02%，而对于老年地区，L（X）/L（机械）~ 0.2- 7%。因此，超新星对气体的加热可能足以解释HII区的辐射。在比NGC 7714远得多的星系中，例如车轮星系，类似…
2004-12-01 astro-ph
Towards Solution of the Gamma-ray Burst Mystery II. "Failed Type I supernova/hypernova" in high-redshift starburst galaxies
本文研究了高红移星暴星系中恒星形成区的超大质量恒星核坍缩产生伽马射线暴的情况。伽马射线暴的双峰结构表明它们与最近在高红移星系研究中观察到的两个红移峰有关;其中一个区域涉及z~3附近的正常型大质量恒星形成星系，另一个区域与z ~1附近的矮星系中的恒星形成有关。在伽玛暴中观察到的宇宙学时间膨胀与这幅图像以及在高红移I型超新星中观察到的时间膨胀是一致的。在几篇论文中讨论了GRB特征的细节，星暴星系的性质，以及GRB的失败的I型超新星/超超新星模型。在本文中，我们讨论了星暴星系中恒星形成的细节，包括局部宇宙和高红移，并研究了这些恒星形成区与伽玛暴的关联。伽玛暴的失败超新星/超超新星模型的细节将在下一篇文章（论文III）中讨论。根据这个模型，大质量恒星的坍缩产生了一个由星周物质组成的致密环面，以及伴随着喷出物的相对论性冲击波，这些冲击波与坍缩核心周围的物质碰撞产生壳层，这反过来又导致了高能伽马射线的发射和观测到的余辉。
1998-07-11 astro-ph
Starbursts and torus evolution in AGN
最近VLT SINFONI对邻近活动星系核的封闭环境（~ 30 pc）的观测表明，经常发现年龄在10 ~ 1.5亿年之间的厚气体环和星暴，将这些观测结果应用于先前建立的星团吸积盘的分析模型，我们提出了星暴和活动星系核相的演化序列。观测到的气体性质告诉我们环的当前状态，而星暴特征则提供了环历史的信息。在所提出的演化中，一个环面会经历3个不同的阶段，这3个阶段是由外部质量吸积速率所决定的。由初始的、短暂的、大量的气体流入开始，一个湍流的、由恒星风驱动的Q~1盘形成，星暴在其中进行。一旦超新星爆炸，云间介质被移除，留下一个巨大的、几何厚度的碰撞盘，其吸积率下降，但仍然很高。当质量吸积率显著降低时，碰撞环变得薄而透明，就像银河系中心的环核盘一样。当有第二次短暂而大量的气体流入时，这种情况可能会发生变化，在这种情况下，环面可能会切换回恒星爆发模式，或者当没有初始的短暂大量气体流入时。到目前为止，所有观察到的环面都是碰撞的和厚的。观测表明，这一阶段可以持续超过1亿年。在这一阶段，环内的质量吸积速率下降缓慢（在1.5亿年内是4倍）。碰撞环面也形成恒星，但与湍流盘相比，效率约为10%。
2008-09-19 astro-ph
The Starburst in the Central Kiloparsec of Markarian 231
我们目前VLBA观测在0.33和0.61 GHz，和VLA观测5和22 GHz之间，subkiloparsec尺度的无线电发射从Mrk 231。除了与活动星系核明显相关的喷流成分外，我们还发现了一个大小为100 - 1000 pc的平滑延伸成分，它很可能与Mrk 231中所谓的大质量恒星形成盘有关。从磁盘的弥漫无线电发射被发现有一个陡峭的频谱在高频率，光学薄同步辐射的特点。所需的相对论性粒子密度在磁盘可以产生的恒星形成率为220 Msolar/yr在中央千秒差距。在低频率下，圆盘被吸收，最有可能是被电离气体吸收，辐射量为8 x 10^5 pc cm-6。我们还发现了4颗候选的射电超新星，如果得到证实，它们将是中央千秒差距恒星形成的直接证据。
1999-02-04 astro-ph
Symbiotic starburst-black hole AGN -- I. Isothermal hydrodynamics of the mass-loaded ISM
令人信服的证据将活动星系的核与大规模的恒星爆发联系在一起。一个致密的核星爆星团和一个大质量黑洞之间的共生关系可以自洽地解释活动核的性质。年轻的星团通过其引力，以及通过恒星风、超新星和恒星碰撞的质量注入，对活动星系最重要的可观测性质产生深远的影响。质量注入产生核ISM，其在引力和辐射力下流动，直到其离开核或被吸积到黑洞或吸积盘上。黑洞-吸积盘辐射场所施加的辐射力不是球对称的。这导致复杂的流动，其中流入区域可以与高马赫数流出风和流体动力射流共存。我们提出了这样的nISM流，这是非常复杂的和随时间变化的二维流体动力学模型。产生了激波壳、喷流和爆炸性气泡，两极风从原子核中吹出。我们的研究结果以图形方式说明了为什么宽发射线研究一直未能确定任何简单的，全球流动的几何形状。流动的真正结构不可避免地更加复杂。
1999-07-14 astro-ph
X-Rays from NGC 3256: High-Energy Emission in Starburst Galaxies and Their Contribution to the Cosmic X-Ray Background
红外发光星系NGC 3256是一个典型的合并引发核星暴系统的例子。我们发现它是迄今为止探测到的X射线最亮的恒星形成星系（~10^42尔格/秒）。长缝光谱学和深，高分辨率ROSAT X射线图像显示，星暴驱动的“超风”，占约20%的观测到的软（kT~0.3 keV）X射线发射。我们的模型的宽带X射线发射的NGC 3256包含两个额外的组件：一个温暖的热等离子体（kT~0.8千电子伏）与中央星暴，和硬幂律成分的能量指数为~0.7。我们发现，输入的机械能的恒星暴是足够的，以维持所观察到的排放水平。我们还研究了可能的起源的幂律分量，得出的结论是，无论是一个掩埋的活动星系核，也不是预期的人口的高质量X射线双星可以解释这种排放。逆康普顿散射，包括星系大量的红外光子和超新星产生的相对论电子，很可能对硬X射线通量有很大的贡献。这种模式与观测到的射电和红外通量以及射电和X射线光谱指数是一致的。我们探讨了X射线发光恒星暴在宇宙X射线背景辐射产生中的作用。微弱的射电源人口的数量和光谱指数分布，被认为是由恒星形成的星系占主导地位，表明一个显着的比例硬X射线背景可能来自中等红移的恒星爆发。
1999-07-02 astro-ph
Wolf-Rayet and O Star Runaway Populations from Supernovae
我们提出了数值模拟的逃逸分数之间的O和沃尔夫-拉叶星人口造成的恒星从双星的超新星的同伴弹出。从观测上看，这两种类型的恒星的逃逸分数是相似的，这促使人们解释说，密切的动力学相互作用是这些高速恒星的主要原因。我们表明，只要初始的二元分数是高的，一个方案，其中三分之二的大规模失控是从超新星是符合这些意见。我们的模型还预测了一个低频率的失控与中子星的同伴和一个非常低的分数可观察的沃尔夫-拉叶-紧凑的同伴系统。
2005-08-22 astro-ph
Multiple superbubbles in the starburst nucleus of NGC 5253? - Implications for mass loss from dwarf galaxies
我们获得了长ROSAT HRI观测附近的矮星暴和沃尔夫-拉叶星系NGC 5253。我们的目标是解决ROSAT PSPC所看到的软热X射线发射的来源，Martin & Kennicutt（1995）提出了一个发光的超级气泡。我们发现的不是一个单一的超级气泡，而是一个至少有五个X射线发射源的复合体，与NGC 5253中心的大质量年轻恒星群有关。各组分的0.1-2.4 keV X射线光度在2-7倍10^37 erg \s的范围内。其中三个分量在统计上超出了HRI PSF，最大的分量具有8（+10，-4）arcsec的FWHM，相当于160（+200，-80）pc。我们认为所观察到的X射线发射的起源，集中在源预计将与星爆区域：超级气泡，超新星，超新星遗迹和大规模的X射线双星。为了评估由单个大质量星团吹出的年轻超级气泡的X射线光度，我们用真实的随时间变化的质量和能量注入率进行流体动力学模拟。我们的结论是，扩展的X射线组件最有可能是年轻的超级气泡吹个别年轻的星团在星爆区。我们详细讨论了多个超级气泡的影响，从矮星系的质量和金属喷射的效率，星暴驱动的星系风。我们认为，存在多个星团在恒星爆发的矮星系和由此产生的多个超级气泡将减少总ISM质量喷出的矮星系相比，目前的模型，只考虑一个超级气泡的爆裂（删节）。
1999-02-12 astro-ph
ISM gas removal from starburst galxies and the premature death of star clusters
最近对邻近合并星系和星暴（SB）星系中星团年龄分布的观测研究表明，年轻的星团过早死亡。演化中的星团的命运主要取决于其气体含量。这就像一种胶水，有助于保持恒星系统的引力约束。在超新星（SNe）爆炸率升高的SB系统中，人们应该期望气体的有效加热和完全去除，这可能有利于快速分解正在演化的星团。基于对SB环境中星际气体动力学演化的同期研究，（Melioli & de Gouveia Dal Pino 2004），其中还考虑了可能抑制SNe对星际气体加热效率的致密云的存在，我们在这里计算了从这些系统中嵌入的年轻星团中去除气体的时间尺度，发现它们与非常短的时间尺度是一致的。从上述观测研究中推断出的星系团解体的时间尺度。我们的研究结果表明，典型的SB原集群应开始分散后，小于5万年。对于一个给定的总气体质量含量，这个结果几乎是不敏感的初始恒星形成效率。
2005-11-22 astro-ph
Constraining population synthesis models via empirical binary compact object merger and supernovae rates
观测到的超新星（SN）和双致密天体（DCO）样本为人口合成模型提供了几个关键约束：这些模型的参数必须仔细选择，以重现，除其他因素外，（i）双中子星（NS-NS）双星和白矮星-中子星（WD-NS）双星的形成速率，从双星样本估计，II型和Ib/c超新星速率。即使考虑到观测和理论预测中的不确定性，我们也发现只有少数合理的人口合成模型（约9%）与根据观测经验确定的DCO和SN率一致。作为一个概念的证明，我们描述的信息，可以提取人口合成模型给出这样严格的观测测试，包括令人惊讶的良好协议与脉冲星自行测量推断的中子星踢分布。在目前的研究中，我们发现，目前的观测约束有利于：踢描述的一个单一的麦克斯韦与一个典型的速度约300公里/秒;质量损失分数在非保守的，但稳定的，质量转移事件约90%;和共同的包络参数约0.2-0.5。最后，我们使用的天体物理学一致的模型的子集来预测黑洞-中子星（BH-NS）和NS-NS二进制合并在银河系和附近的宇宙，假设银河系类星系占主导地位的速率。（节录）
2007-09-20 astro-ph gr-qc
