LS 5039: a runaway microquasar ejected from the galactic plane
我们收集了微类星体LS 5039的光学和射电天体测量数据，并导出了它的自行。这一点，再加上系统的距离和径向速度，使我们能够说，这个源正在逃离自己的区域静止标准，总的系统速度约为150 km/s，垂直于银道面的分量大于100 km/s。这可能是在超新星事件期间获得的加速的结果，该事件在这个双星系统中创造了紧凑的物体。我们过去计算过LS 5039的轨道，并在其轨道上寻找过OB星协和超新星遗迹，特别是研究了LS 5039与超新星遗迹G016.8-01.1之间的可能星协，尽管我们做了很多努力，但这一星协仍然是可疑的。我们还发现并研究了ISM中的HI腔，它可能是由LS 5039的恒星风或系统中致密天体的祖先产生的。最后，在对称超新星爆炸的情况下，我们估计，至少有17个太阳质量的损失，以产生高偏心率观察。这种质量损失也可以解释观测到的微类星体的逃逸速度。
2002-01-15 astro-ph
Stellar dynamics in young clusters: the formation of massive runaways and very massive runaway mergers
在本文中，我们结合了一个N-体代码，模拟年轻的致密恒星系统的动态与大规模的恒星演化处理器，占在一个现实的方式为恒星风质量损失的影响。我们讨论两个主题：1。详细介绍了超大质量恒星（质量>120 Mo）的形成和演化。这些质量极大的恒星是在星团核心中由10-20颗质量最大的恒星连续（物理）碰撞而形成的（这个过程被称为失控合并）。进一步的演化是由恒星风在核心氢燃烧和核心氦燃烧（大质量恒星的WR阶段）期间的质量损失决定的。我们的模拟结果显示，由于失控合并的集群与太阳和超太阳的价值，大质量的黑洞可以形成，但最大质量为70钼。然而，在小的金属丰度集群，它不能排除失控的合并过程是负责对不稳定的超新星或形成中等质量的黑洞与质量的几个100钼。2.大质量逃逸星可以通过双星系统中的一个组成部分的超新星爆炸（布劳假设），或者通过单个恒星和双星系统或星团中两个双星系统之间的动力学相互作用形成。我们探讨了最大规模的离家出走（例如，zeta Pup，lambda Cep，BD+433654）是2或3颗大质量恒星碰撞和合并的产物。
2008-01-07 astro-ph
The N Enrichment and Supernova Ejection of the Runaway Microquasar LS 5039
本文研究了大质量X射线双星LS 5039中质量施主星的新光谱和紫外光谱。光谱的光学波段谱线强度表明该恒星大气富氮贫碳，光谱类型为ON 6.5 V（（f））。在NV 1240和C IV 1550的天鹅座P星风线中也发现了N-强和C-弱的斑图。我们认为，N-富集可能是由于内部混合，如果O-星出生作为一个快速旋转，或O-星可能吸积富N气体之前，一个共同的信封与超新星的祖先相互作用。我们重新评估了轨道要素，发现轨道周期为P=4.4267 +/- 0.0010 d。我们将谱线剖面与新的非LTE、线覆盖模型谱进行了比较，从中我们得出有效温度T_eff = 37.5 +/- 1.7 kK，重力log g = 4.0 +/- 0.1，预计旋转速度V sin i = 140 +/- 8 km/s。我们使用模型光谱和消光定律拟合UV、光学和IR通量分布，参数E（B-V）= 1.28 +/- 0.02和R= 3.18 +/- 0.07。我们确认的协变观测到的X射线通量和恒星风质量损失率来自H-α配置文件，这支持风吸积的情况下，在LS 5039的X射线生产。风吸积模型表明致密伴星的质量为M_X/M_sun = 1.4 +/- 0.4，与它作为中子星的身份一致。只有当中子星由于超新星爆炸的轻微不对称性（在此期间喷射出大于5个太阳质量）而获得适度的反冲速度时，观测到的双星的离心率和逃逸速度才能协调一致。
2003-09-26 astro-ph
The origin of the runaway high-mass X-ray binary HD153919/4U1700-37
根据依巴谷自行，我们认为高质量X射线双星HD 153919/4U 1700 -37起源于OB星协Sco OB 1。在1.9 kpc的距离上，4U 1700 -37相对于Sco OB 1的空间速度为75 km/s。这种逃逸速度表明致密X射线源的前身在超新星爆炸（假设对称）期间损失了大约7兆太阳。该系统的运动学年龄约为2 +/- 0.5百万年，这标志着超新星爆炸形成致密物体的日期。Sco OB 1的现今年龄小于800万年;它的核心NGC 6231似乎更年轻（约500万年）。如果HD 153919/4U 1700 -37是天蝎座OB 1的成员，这意味着该系统中最初质量最大的恒星在不到600万年内就结束了演化，相当于初始质量>30 Msun。有了这些参数，就可以约束双星系统的演化。
2001-02-07 astro-ph
Nearby young single black holes
我们认为附近的年轻黑洞超新星爆炸后形成的近距离双星的第二个组成部分，目前观察到所谓的失控星。利用逃逸恒星的数据，并对超新星爆炸和双星分裂的机制做出合理的假设，我们估计了附近年轻黑洞的当前位置。对于两个对象，我们获得了相对较小的误差区域（$\sim 50$ -100 deg $^2$）。探讨了探测这些邻近年轻黑洞的可能性。
2005-11-08 astro-ph
Carbon-poor stellar cores as supernova progenitors
探索偏离中心点燃碳的恒星模型（质量范围约为1.05 - 1.25 Msun，取决于碳的质量分数），我们发现它们可能呈现出一种有趣的SN I祖先情景，因为在标准情景中，失控总是发生在约2 × 10^9 gr/cm^3的相同密度下，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 × 10^9到6 × 10^9 gr/cm^3的整个密度范围。这些结果可能有助于解决新出现的认识，至少有一些多样性之间的SNe我存在，因为在不同的中心密度失控预计会产生各种结果的速度和组成的喷出物，这应该是建模和比较的意见。
2007-04-16 astro-ph
Carbon Ignition in Type Ia Supernovae: II. A Three-Dimensional Numerical Model
热核失控，最终导致一颗质量为克拉塞卡的白矮星爆炸成为Ia型超新星，这一过程在恒星实际爆炸前的几个世纪就开始了。在这里，使用三维滞弹性代码，我们研究数值的对流在最后一分钟的失控，时间是至关重要的，在确定超新星点燃的位置和频率。我们发现，整体对流是偶极的，与较高的温度波动的出站流优先在一侧的明星。从表面上看，这表明不对称点火很可能在最终爆炸的几何形状中持续存在。然而，我们也发现，即使是适度的旋转往往会破坏这种偶极流，使点火在更广泛的区域更有可能。虽然我们的计算缺乏研究在天体物理学相关的瑞利数的流动的分辨率，我们还推测，所观察到的偶极流将变得不那么有组织的粘度变得非常小。偶极流内的运动显示出湍流的证据，这表明只有几何上的大波动（~1 km）才会持续点燃失控。我们还研究了温度波动的概率密度函数，发现高斯分布的证据，而不是指数分布，这表明点火火花可能是强烈的空间集群。
2005-09-14 astro-ph
High-mass X-ray binaries and OB-runaway stars
高质量X射线双星是大质量双星系统演化的一个重要阶段。HMXB提供了独特的诊断方法来测试恒星演化，探测辐射驱动风的物理学，研究质量吸积过程，并测量紧凑物体的基本参数。由于超新星爆炸在这些系统中产生了中子星（或黑洞），HMXB具有很高的空间速度，因此是失控的。另外，OB-逃逸恒星可以通过动力学相互作用从星团中被弹射出来。依巴谷卫星的观测结果表明，这两种情况都在起作用。只有少数OB失控（和HMXB）的风弓激波已被检测到。这也许可以用星际介质变化的局部条件来解释。
2001-01-17 astro-ph
Young Stellar Groups, Runaway Stars, and Pulsars
依巴谷和射电观测提供的毫角秒天体测量使得有可能以足够的精度追溯附近失控恒星和逃逸星的轨道，以确定它们的母星团或星协。在两种情况下，甚至可以推断出具体的地层情况。逃逸恒星zeta Oph和PSR J1932+1059是一颗超新星爆炸的结果，这颗超新星爆炸发生在100万年前的上天蝎座星协的一颗大质量双星中。在这次事件中，脉冲星的反冲速度约为350 km/s。逃逸恒星μ Col和AE Aur以及孤立的偏心大质量双星iota Ori来自一次双星-双星相遇，最有可能是在250万年前的梯形星团内。未来的天体测量任务，如DIVA，FAME，特别是GAIA，将允许将这些研究扩展到银河系盘的很大一部分，并将对大质量恒星的形成和演化提供新的限制。
2000-07-28 astro-ph
Supernova Ia: a Converging Delayed Detonation Wave
一个碳-氧（C-O）前超新星核的模型是由初始中心密度10^9 g/cm ^3演化而来的，其初始质量为1.33 M_ \odot，初始碳质量分数为0.27，由于双星系统中的吸积作用，平均质量增长率为5 × 10^{-7} M_ \odot /yr。温度为2.05 × 10^8 K，通过对流核心的形成及其随后的膨胀，直到中心的碳逃逸。演化和逃逸方程中唯一包含的热核反应是碳燃烧反应12 C +12 C，其能量释放相当于碳和氧（与碳的速率相同）完全转变为56 Ni。我们取α_c -混合长度与对流区大小的比值作为参数。尽管有这些粗略的假设，我们还是得到了超新星理论所能接受的逃逸模式，其持续时间与α_c有很强的相关性。在α_c=4.0 x 10^{-3}和3.0 x 10^{-3}的足够大的值的变体中，燃料燃烧从一开始就作为迅速爆震发生。在2.0 x 10^{-3} >= α_c >= 3.0 x 10^{-4}的范围内，燃烧开始时是一种爆燃，激发了振幅越来越大的恒星脉动。最后，爆炸开始了，它在前超新星的表层附近被激活（m约为1.33 M_ \odot），并穿透恒星直到爆燃前沿。文中详细描述了α_c=1.0 × 10^{-3}时模型脉动的激发和爆轰波阵面的形成。
2001-06-06 astro-ph
Runaway Massive Binaries and Cluster Ejection Scenarios
失控大质量双星的产生为近距离双星和疏散星团的演化提供了关键的见解。恒星HD 14633和HD 15137是这种失控系统的罕见例子，在这项工作中，我们研究了它们从其母疏散星团NGC 654中被弹射出来的机制。我们讨论的观测特性，可用于区分超新星弹射系统的动力学相互作用，我们提出了一个新的无线电脉冲星搜索这些系统的结果，以及他们预测的X射线通量的估计，假设每个二进制包含一个紧凑的对象。由于在这些系统中既没有观测到双星，也没有观测到X射线辐射，因此我们不能断定这些双星中含有紧密的伴星。我们还考虑了它们是否可能是在它们形成的稠密环境中通过动力学相互作用而被弹射出来的，我们对四体相互作用的模拟表明，动力学起源是可能的，但不太可能。我们建议进行进一步的X射线观测，以最终确定HD 14633或HD 15137是否包含中子星。
2006-12-29 astro-ph
Helium stars as supernova progenitors
我们跟踪了初始质量为$(2.2 - 2.5) M_\odot$的氦星的演化，并表明它们经历了偏离中心的碳燃烧，在核心的内部留下了未燃烧碳的${\mathbf \sim 0.01 M_\odot}$。当碳-氧核心增长到克拉塞卡质量时，剩余的碳量足以引发热核失控。在爆炸的那一刻，恒星将拥有一个由几个$0.1 M_{\odot}$组成的包层，包括He、C，可能还有一些H，也许会产生一种特殊的SN。根据Waldman和Barkat（2007）关于吸积白矮星的结果，我们预计在很宽的$ρ_c \approx (1 - 6) \times 10^9 \mathrm{g cm^{-3}}$范围内会发生热核失控，这取决于残余碳的数量。我们验证了这种情况的可行性表明，在一个封闭的双星系统与初始质量$(8.5 + 7.7) M_{\odot}$和初始周期为150天的主要产生的氦残留物$2.3 M_{\odot}$，进一步发展像我们考虑的模型。
2007-10-21 astro-ph
Do OB Runaway Stars Have Pulsar Companions?
我们在附近44颗OB逃逸星的位置上进行了射电望远镜的VLA搜索。观测包括搜索连续发射点源的图像和时间序列分析。我们对慢于50 ms的双光子的平均通量灵敏度为0.2 mJy。调查中没有发现新的脉冲星。调查的规模，结合观测的高灵敏度，设置了一个显着的限制的概率，$f_p$，一个失控的OB星有一个可观察的脉冲星同伴。如果一般的脉冲星光度函数适用于OB星的脉冲星伴星，我们在95%的置信度下找到了$f_p \le 6.5$。如果假设脉冲星辐射率为\onethird \，那么我们估计只有不到20%的失控OB星有中子星伴星，除非脉冲射电辐射经常被OB星风遮蔽。我们的结果是一致的动力学（或集群）弹射模型的形成OB失控。超新星抛射模型并没有被排除，但受到这些观测的限制，只能允许一个小的双星存活分数，如果中子星获得显著的出生踢，这可能是可以接受的。根据Leonard、Hills和Dewey（1994年），20%的存活率相当于$^{-1}$ 420 km/s的三维反冲速度。这个值与最近修正的脉冲星速度分布非常一致。
1995-09-18 astro-ph
Detection of Wolf-Rayet stars in host galaxies of Gamma-Ray Bursts (GRBs): are GRBs produced by runaway massive stars ejected from high stellar density regions ?
我们获得了几个邻近的伽马射线暴（GRB）宿主星系的深光谱观测，首次揭示了沃尔夫-拉叶（WR）星和许多O星的存在，位于丰富和紧凑的集群或恒星形成区。令人惊讶的是，高空间分辨率成像显示，伽玛暴和相关的超新星并没有发生在这些地区，而是在数百秒差距之外。考虑到伽玛射线暴祖先的各种情况下，我们没有找到任何简单的解释，为什么他们应该优先出生在低恒星密度的地区。所有的研究伽玛暴和相关的SNe都发生在400至800 pc的非常高密度的恒星环境，包括大量的WR星。这样的距离可以以100 km/s或更大的速度旅行，假设旅行时间是WR星的典型寿命。这使我们认为，伽玛暴的祖先可能是从紧凑的大质量星团中喷射出来的逃逸大质量恒星。从这样的超级星团的喷射可能会导致这些恒星的自旋，产生氢和/或氦包层的损失，导致与伽玛暴相关的Ibc型超新星的起源。如果这种情况适用于cd text/Sc所有的伽玛暴，它提供了一个自然的解释，非常小的一部分大质量恒星在其生命的尽头发射伽玛暴。另一种可能是伽玛暴的双星起源，但这仍然需要解释为什么它会优先发生在低恒星密度区域。
2006-04-21 astro-ph
The Massive Runaway Stars HD 14633 and HD 15137
本文介绍了两颗逃逸O型星HD 14633（ON8.5 V）和HD 15137（O9.5 III（n））的径向速度研究结果。我们发现HD 14633是一个单线分光双星，轨道周期为15.4083天。第二个目标HD 15137是一颗视向速度变星，可能是一颗周期接近1个月的单线分光双星。这两个双星有大偏心率，小半振幅，和一个小的质量函数。我们显示的轨道上的恒星在天空中的运动的基础上整合的银河系的潜力，我们认为，这两颗恒星都是从附近的疏散星团NGC 654英仙座螺旋arm. The二进制轨道参数和失控的速度是一致的想法，这两颗恒星都是由超新星爆炸抛出的双星，他们主机中子星同伴。我们发现，自弹射的飞行时间比预测的恒星演化时间尺度更长，这可能表明它们的质量低于通常与它们的光谱分类相关的质量和/或它们的寿命通过快速旋转而延长。
2004-10-29 astro-ph
On the origin of the O and B-type stars with high velocities II Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups
我们使用毫弧秒精度天体测量（自行和自行）从依巴谷和无线电观测追溯56个失控的恒星和9个紧凑的物体的轨道，距离小于700 pc，以确定母恒星群。对于两种情况，可以几乎肯定地推断出具体的地层情况。(i)我们发现逃逸星蛇夫座ζ和脉冲星PSR J1932+1059起源于大约100万年前的一次超新星爆炸，发生在天蝎座OB 2星协上天蝎座子群的一个双星系统中。这颗脉冲星在这一事件中受到了大约350公里/秒的反冲速度，这使双星分离，并使zeta Oph具有很大的空间速度。(ii)Blaauw & Morgan和Gies & Bolton已经假设了逃逸双星AE Aur和mu Col的共同起源，可能涉及大质量高偏心双星iota Ori，基于它们的速度相等和相反。我们证明，这三个对象确实占据了一个非常小的体积\sim 250万年前，并表明，他们从新生的梯形星团弹出。我们确定了另外两颗恒星的母星群：它们都可能起源于5千万年前的Per OB 3星协，其中包含了疏散星团α-英仙座。在我们的样本中，56颗逃逸星中至少有21颗可以与附近的星协和年轻的疏散星团联系起来。其中包括经典的逃逸星白羊座53（猎户座OB 1）、英仙座xi（Persei OB 2）和造父座λ（Cep OB 3），以及15个新发现的恒星，其中一对恒星从猎户座λ星团所在的区域以相反的方向逃逸。其他目前附近的逃亡者和逃亡者起源于700 pc以上，…
2000-10-02 astro-ph
Runaway Collisions in Star Clusters
我们研究了年轻致密星团中恒星间物理碰撞的发生。计算在GRAPE-4上进行，采用starlab软件环境，包括所有恒星和双星的动力学演化和核演化。初始条件的选择是基于现有的和观测良好的星团，如大麦云中剑鱼座30区域的R136和银河系中心附近的拱门和五重星团。在我们的模型中，恒星之间的碰撞发生得相当频繁。在任何时候，一颗恒星都主导着系统的碰撞历史。这种失控的合并的碰撞率与簇的初始弛豫时间成比例，并且独立于其他簇参数，例如簇的初始质量函数或初始密度分布。随后的遭遇导致了恒星质量的稳定增长，直到它逃逸或爆炸成超新星。在这些模型中，对于一个初始弛豫时间为100万年的星系团，碰撞率约为每百万年每颗恒星0.00022次碰撞。
2000-12-11 astro-ph
Type Ia Supernova models arising from different distributions of igniting points
在本文中，我们解决的理论Ia型超新星从碳逃逸的时刻到爆炸后几个小时。我们集中讨论了沸腾罐模型：一种以遍布白矮星核心的大量气泡（几乎）同时点燃为特征的爆燃。在小于1米的尺度上，大于背景温度（7 × 10^8 K）的1%的热波动可能是气泡的种子。温度扰动的均匀性的变化可以导致在碳失控时的两种替代配置：如果热梯度小，则所有气泡生长到与热梯度的值相关的共同特征尺寸，但是如果热梯度足够大，则气泡的尺寸谱延伸超过几个数量级。爆炸阶段已经研究了与援助的平滑粒子流体动力学代码适合于模拟热核超新星。尽管重要的程序差异和不同的物理假设，我们的结果收敛于最近的计算的3D爆燃在白矮星进行超新星研究的不同团体。对于大量的初始气泡（每个八分圆>3-4个），爆炸产生约0.45个太阳质量的56 Ni，喷出物的动能为0.45 × 10 ^{51}尔格。然而，所有的三维爆燃模型都有三个主要的缺点：1）缺乏中等质量元素的合成，2）在爆炸的第一秒，由于瑞利-泰勒不稳定性的混合，喷出物的化学分层损失，以及3）在最大亮度时光球中存在大的56 Ni团块。
2004-09-20 astro-ph
A microquasar shot out from its birth place
我们表明，微类星体LSI+61303是从它的诞生地在一个年轻的大质量恒星复杂的运行。超新星爆炸形成了致密天体，并以430 +/- 140 Msun km/s的线性动量射出X射线双星，这与孤立逃逸中子星和毫秒双星中发现的线性动量相当。双星系统的性质及其27 +/- 6 km/s的失控运动意味着诞生超新星是不对称的，爆炸中可能突然喷出的质量上限为~2 Msun。所推断的致密天体的祖星的初始质量取决于其母星团中大质量恒星的形成是同时代的还是连续的过程。
2004-08-30 astro-ph
Constraints on supernova progenitors from spatial correlations with H-alpha emission
我们试图限制所有超新星类型的祖先，通过历史超新星的位置与最近的恒星形成的相关性，跟踪H-α发射。通过像素统计，我们发现SNII人口的很大一部分与当前的恒星形成没有任何关联，我们将其归因于这些祖先的“失控”部分。SNIb/c群体准确地追踪了H-α发射，一些人认为SNIc祖细胞比SNIb显示出更高程度的相关性，这表明前者的祖细胞质量更高。总的来说，SNIa星族与HII区的位置只有微弱的相关性，但有多达一半的星族可能与年轻的恒星星族有关。
2007-04-18 astro-ph
Young close isolated compact objects
我们认为，7个无线电安静的孤立的中子星与ROSAT观测到的年轻的冷却对象与最近附近的超新星爆炸，形成失控的恒星和本地泡，影响拓扑结构的星际介质在太阳附近（几百秒差距内）。根据局部初始质量函数，在这些爆炸之后，可能形成了一些黑洞。因此，我们讨论的可能性，确定近似位置的封闭孤立的黑洞利用数据的逃逸恒星和简单的计算的二进制的演变和破坏。
2002-01-03 astro-ph
Discovery of a bow shock around Vela X-1
我们报告了在著名的大质量X射线双星船帆座X-1周围发现的对称弓形激波。风弓激波是OB-逃逸恒星周围普遍存在的现象，但现在在HMXB周围发现了这样的结构。弓形激波的存在表明该系统相对于星际介质具有很高的（超音速）速度。从弓形激波的对称性，可以导出运动的方向，以及系统的起源和年龄。我们的观察支持布劳的情况下，形成的OB-runaway星的超新星爆炸的双伴星。
1996-11-04 astro-ph
The Evolution of Low Mass Helium Stars towards Supernova Type I Explosion
我们探讨的假设，在一定的质量范围内的氦星可以演变为碳核爆炸类似于什么是广泛接受的解释SN I现象。这应该发生在它们的碳氧核心由于核心上方的氦壳燃烧而增长时。我们发现，在大约1.7-2.2 Msun的质量范围内，确实可以发生这种情况。我们认为我们获得的主要新见解是碳的“早期”偏离中心点火的至关重要性，这在后期阶段防止了在氦燃烧壳层下方形成并点燃的碳，使碳一直燃烧到中心。当氦在对流包层中几乎被其底部的氦燃烧壳层耗尽时，现在的超克拉塞卡质量的碳氧核心收缩，并且在中心的残余简并碳被点燃，导致类似于经典SN I情景的失控。由于我们感兴趣的氦星的碳氧核心的结构和行为与质量吸积的碳氧星非常相似，我们也彻底研究了碳氧星的行为。我们发现偏离中心点燃碳的模型（在大约1.05-1.18 Msun的质量范围内，取决于碳质量分数）呈现出它们自己的有趣的SN I祖场景，因为在标准场景中，失控总是在大约2 E9 gr/cm 3的相同密度下发生，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 E9到6 E9 gr/cm 3的整个密度范围。
2006-11-21 astro-ph
