On the Role of Minor Galaxy Mergers in the Formation of Active Galactic Nuclei
塞弗特星系的大尺度环境（~ 100 kpc）与非塞弗特星系的大尺度环境没有明显的不同。在活动星系核（AGN）形成的相互作用模型的背景下，已经提出活动星系核是通过大圆盘星系与较小伴星的“小合并”形成的。我们测试这一假设，通过比较105个明亮的附近星系的核光谱测量其R或r波段形态不对称性在三个连续的半径。我们没有发现显着的差异，在这些不对称性之间的13个塞弗特星系的样本和星系具有其他核光谱类型（吸收，H II-区域一样，LINER），也没有强有力的定性证据表明，这种合并发生在任何的塞弗特或LINER。因此，任何较小的合并要么开始于> 1 Gyr之前并且基本上完成，要么根本没有发生，活动星系核的形成与任何类型的相互作用无关。支持后一种解释的是越来越多的证据表明，超大质量黑洞存在于大多数椭圆星系和早期螺旋星系的核心，这反过来又表明，核活动代表了大质量星系膨胀演化的正常阶段。星系合并可能会将塞弗特核的光度提高到类星体的水平，这可以解释为什么类星体似乎出现在丰富的环境和相互作用的系统中。
2000-04-18 astro-ph
A Multiple Merger Model for the Origin of Ultraluminous Infrared Galaxies
通常认为，两个富气体星系并合引起的耗散坍缩是导致超亮红外星系中强烈核星暴或非热类星体活动的原因，因为它能有效地提供燃料，而且超亮红外星系团（ULIGs）也经常出现在并合系统中。一些ULIGs，如Arp 220，显示了两个致密的星暴区，被认为是与两个星系核合并的过程中。然而，由于两个星系之间的合并可能只会产生一个紧凑的星暴区，我们建议的可能性，双核ULIGs是由两个合并的核，其中每一个包含一对星系核。
1998-05-16 astro-ph
Molecular gas and continuum emission in 3C48: Evidence for two merger nuclei?
我们提出了新的干涉仪观测CO（1-0）线和毫米连续辐射从3C 48-一个最近的例子合并激活类星体。我们的新CO数据表明，大部分CO并不位于类星体3C 48周围的盘中，而是位于与源3C 48 A ~1”东北方向相关的第二个核中，最近由Zuther等人（2004）在近红外波段进行了研究。这一主要CO源具有很强的速度梯度（约1”以上140 km/s）。我们的新数据还显示了第二个较弱的CO源在QSO本身。在1.2mm处，连续辐射向射电喷流方向和3C 48 A方向拉长。我们用3C 48中的三个不同的源--3C 48类星体、3C 48喷流和第二个核3C 48 A--模拟了1.2mm连续谱。我们认为，喷流异常明亮和延伸的性质可能是由于它与第二个合并核3C 48 A的相互作用。
2005-05-09 astro-ph
The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation
在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。
1999-08-20 astro-ph
Post-Newtonian SPH calculations of binary neutron star coalescence. III. Irrotational systems and gravitational wave spectra
利用我们新的后牛顿光滑粒子流体动力学（SPH）程序，数值研究了具有无旋初始组态的中子星双星的合并过程。本文描述了一种新的方法，用于构造PN引力中具有圆轨道的无旋双星系统的数值精确的初始条件。然后，我们计算这些系统的3D流体动力学演化，直到两颗恒星完全合并，我们确定相应的GW信号。我们目前的结果与不同的二元质量比的系统，并为中子星所代表的多面体与$Γ=2$或$Γ=3$。与同转双星的合并相比，我们发现无旋双星合并产生类似的GW亮度峰值，但它们几乎没有质量脱落到大的距离。在使用N>10^5 SPH粒子进行的计算中，GW信号对数值分辨率的依赖性非常弱，并且我们发现使用N=10^5和N=10^6 SPH粒子的运行结果非常吻合（这是迄今为止研究此类无旋双星合并所进行的最大规模的SPH计算）。我们还计算GW的能量谱的基础上报告的所有计算在这里和我们以前的工作。我们发现，PN效应导致明确可识别的功能，在GW能谱的二元中子星合并，这可能会产生重要的信息，核物质状态方程在极端密度。
2002-01-12 astro-ph gr-qc
Dissipation and Extra Light in Galactic Nuclei: I. Gas-Rich Merger Remnants
我们研究了富含气体的合并残留物表面亮度剖面中“额外”或“多余”中心光的来源和性质。将大量流体动力学模拟与观测到的合并数据相结合（在各种质量和松弛度下跨越宽范围的轮廓），我们展示了如何稳健地分离出有物理意义的额外光--在富含气体的合并过程中，在紧凑的中心恒星爆发中形成的恒星星族--从外部轮廓建立的暴力松弛作用于恒星已经存在的祖先之前，最后的合并。这种分离是敏感的配置文件的处理，我们证明，某些拟合程序可以产生物理误导的结果。我们表明，我们的方法可靠地恢复年轻的星爆人口，并检查如何与质量，气体含量，和其他方面的祖先这个组件的规模的属性。我们考虑在不同波段的配置文件的时间演化，并估计在不同的时间和波长的观测研究所引入的偏差。我们发现，额外的光是无处不在的观测和模拟的富含气体的合并残留物，有足够的质量（~3-30%的恒星质量），以解释椭圆和他们的祖先螺旋的最大相空间密度的差异。这个中心组成部分的性质提供了强大的新的约束条件的形成历史的观测系统。
2008-04-08 astro-ph
Remnants of compact binary mergers
我们研究了致密双星系统合并产生的遗迹的长期演化和可观测性，并讨论了与超新星遗迹的区别。与超新星相比，紧凑的双星合并以更高的速度排出更小的质量，这将影响其残余物的动力学演化。合并的喷出物由非常富中子的原子核组成。这些富中子核中的一些在衰变期间将以伽马射线线的形式产生观测特征。喷出物的成分甚至可能对中子星的内部结构提供有趣的限制。我们进一步讨论了合并残余物出现的可能性，最近发现的“暗加速器”，这是扩展的TeV源，缺乏在其他波段的排放。
2006-12-01 astro-ph
Does the Radiative Avalanche Fueling Work in Any Active Galactic Nuclei ?
最近Umemura，Mingue，& Mineshige（1997）提出了活动星系核的辐射雪崩燃料;气体吸积是由来自环核星暴区的恒星辐射产生的辐射拖曳驱动的。这种机制在恒星暴增与活动星系核的联系方面也很有趣。因此，我们目前的观测测试的辐射雪崩加油。然而，我们的测试表明，由辐射雪崩驱动的气体吸积率显着低于标准吸积理论适用于典型的活动星系核与环核星爆区域的预期。相反，我们提出了一个替代方案，可能的恒星爆发AGN连接;一个小合并与有核卫星驱动环核恒星爆发，然后导致气体燃料到中央引擎的合并进行。
1997-07-17 astro-ph
Dynamical friction in modified Newtonian dynamics
我们已经测试了以前的分析估计的动力学摩擦时间尺度的修正牛顿动力学（MOND）与完全非线性N体模拟。模拟结果证实了MOND中的动力学摩擦时间尺度明显短于等价的牛顿系统，即具有相同重子相空间分布和额外的暗物质的系统。一个明显的冲突，这一结果和长的时间尺度确定的酒吧放缓和合并完成在以前的N体模拟MOND系统的解释。MOND中短的动力摩擦时间尺度的确认强调了天炉座矮球体对MOND可行性的挑战。
2008-03-31 astro-ph
Binary coalescence of a strange star with a black hole: Newtonian results
我们提出了夸克星与黑洞合并的牛顿三维流体动力学模拟。初始条件对应于开普勒轨道上的非自旋恒星，代码包括点质量四极近似下的引力辐射反应。我们发现，夸克星被打乱，形成短暂的吸积结构周围的黑洞，但0.03的原始恒星质量生存的初始遭遇，并保持在一个细长的轨道作为一个快速旋转的夸克星，在所有情况下。在相遇过程中，没有可解析的质量动态地喷射出来--黑洞最终吸积了最初存在的99.99% +/- 0.01%的夸克物质。
2002-01-08 astro-ph
Dynamics of compact objects clusters: A post-Newtonian study
由于质量分离，一些星系的中心可能存在致密的天体团。它们达到的高密度和速度值得更好地理解。双星的形成及其随后的引力辐射合并对这类星系团的演化具有重要意义。我们解决这样一个系统在相对论制度的演变。在高速下反复发生的合并产生了一个质量比平均质量大得多的物体。为此目的，我们修改了直接{ \sc Nbody 6}++代码，以包括后牛顿效应的两体碰撞期间的力。我们调整了运动方程，首次包括近星点移动和引力波发射造成的能量损失的影响，从而研究了辐射双星的最终衰变和合并。所采用的方法使我们能够在这里给出一个准确的后牛顿描述的形成一个失控的紧凑的对象连续合并与周围的粒子，以及分布的特征偏心率的事件。这项研究应被设想为第一步的详细，准确的研究可能的引力波相结合的直接{ \sc Nbody}的数值工具与后牛顿条款的实施。
2006-06-15 astro-ph gr-qc
Growth of Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters
本文给出了稠密恒星环境中黑洞的二元-单元散射事件序列的数值模拟结果。模拟涵盖了广泛的质量比，从相等的质量物体到1000：10：10的太阳质量，并将纯牛顿模拟与牛顿遇到的模拟进行比较，其中牛顿遇到的模拟中穿插着来自双星的引力波发射。在这两种情况下，当双星的引力辐射合并时间小于下一个闯入者的到达时间时，序列就会终止。我们发现黑洞双星通常以非常高的偏心率合并（0.93 < e < 0.95纯牛顿; 0.85 < e < 0.90与引力波发射），并且增加引力波发射使双星在合并之前硬化的时间减少约30%至40%。我们讨论了这项工作的影响，中等质量黑洞的形成和引力波探测。
2004-02-23 astro-ph
The Role of the Equation of State in Binary Mergers
包含黑洞和中子星的双星合并被认为是引力波、r-过程核合成和伽马射线爆发的主要来源。此外，它们代表了一个重要的，可能是唯一的，可以区分正常和自我约束的中子星的观察。这两个家庭的恒星有明显不同的质量-半径的关系，从他们的状态方程，可以揭示在合并过程中，如果稳定的质量转移enancement。我们考虑了两种引力辐射诱导的双星合并情况：（i）黑洞和正常的中子星，（ii）黑洞和自束缚的奇异夸克物质星.我们扩展以前的牛顿分析，将伪广义相对论Paczyoverski-Wiita潜在的或潜在的正确的二阶后牛顿秩序在Arnowitt-Deser-Misner坐标。这些潜力被用来研究的轨道演化的二进制和罗氏瓣的几何形状，确定何时以及是否稳定的组件之间的质量转移是可能的。具有伪广义相对论或后牛顿势的洛希叶几何迄今尚未被考虑。我们的分析表明，正常中子星和奇异夸克物质星的演化差异是显着的，可以检测到的重力波。波型的振幅和频率都受到影响。此外，无论是正常的中子星或奇怪的夸克星状态方程的细节可能会学习。一次合并可以揭示质量-半径关系的一个或两个单独的点，而对几次合并的观测可以映射出这种关系的重要部分。
2005-12-06 astro-ph nucl-th
An Offset Seyfert 2 Nucleus in the Minor Merger System NGC 3341
我们提出了在扰动盘星系NGC 3341中发现的三重发射线核，基于斯隆数字巡天的档案数据和凯克天文台的新观测。这个星系包含两个偏移的核，在它的盘内或投影到它的盘上，投影距离它的主核为5.1和8.4 kpc，径向速度与主核的距离小于200 km/s。这些看起来要么是矮椭圆星系，要么是低质量螺旋星系的凸起，它们的圆盘在合并成主星系时已经被剥离。内偏距核的光谱为Seyfert 2型，恒星速度色散为70+/-7 km/s。外偏置核有非常弱的发射线，符合LINER分类，而主核的发射线光谱接近LINER/HII复合系统和HII核之间的边界;两者都可能包含吸积的大质量黑洞，但光学分类本身是模糊的。在NGC 3341中探测到一个偏置的活动核，这有力地表明，在较小的合并过程中，矮次级星系的核和主星系的核都可以触发黑洞吸积事件。
2008-07-21 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Innermost Stable Circular Orbit of Inspiraling Neutron-Star Binaries: Tidal Effects, Post-Newtonian Effects and the Neutron-Star Equation of State
我们研究了中子星状态方程如何影响合并附近的吸入中子星双星的运动方程的动力学不稳定性的发病。相对论效应和牛顿潮汐效应的结合导致恒星开始它们最后的、快速的、动力学不稳定的合并，此时恒星仍然很好地分离，轨道频率为$\approx$ 500周/秒（即引力波频率约为1000赫兹）。动力学不稳定性发生的轨道频率（即最内侧稳定圆轨道的轨道频率）对中子星状态方程（特别是恒星的质量半径比$M/R_o$）表现出适度的敏感性。这表明，关于核物质状态方程的信息被编码在合并前发射的引力波中。
1996-09-05 astro-ph gr-qc
Mass ejection in neutron star mergers
我们给出了一个中子星双星合并的三维牛顿SPH模拟结果。物质的微观性质由Lattimer和Swesty的物理状态方程（LS-EOS）描述。为了测试我们的结果的鲁棒性，我们检查我们的模型以及二进制系统参数的近似的敏感性。主要和新的结果是，对于现实的LS-EOS，取决于初始自旋，4 e-3和4 e-2太阳质量之间的物质变得不受束缚。如果像所建议的那样，大部分物质由r过程核组成，那么中子星合并就可以解释银河系中观测到的全部r过程物质。
1998-11-23 astro-ph
Testing post-Newtonian theory with gravitational wave observations
激光干涉空间天线（LISA）将观测超大质量黑洞双星合并，其振幅信噪比高达数千。我们调查在何种程度上这样的观测提供高精度测试爱因斯坦的引力。我们表明，LISA提供了一个独特的机会，无论是在广义相对论的背景下，探测后牛顿理论的非线性结构及其替代品。
2006-04-05 astro-ph gr-qc
Dissipation and Extra Light in Galactic Nuclei: IV. Evolution in the Scaling Relations of Spheroids
我们发展了一个模型的起源和红移演化的球体标度关系。我们考虑球体的大小，速度色散，质量，轮廓形状（Sersic指数），和黑洞（BH）的质量，以及它们相关的标度。我们的方法结合了晕占据模型和流体动力学合并模拟中的观测约束的优势。这使我们能够分离耗散，干合并，形成时间和祖先进化的相对作用，并确定它们对标度在每个红移的影响。耗散是决定球体大小和基本平面（FP）缩放的最重要因素，并且可以解释FP倾斜以及圆盘和球体缩放之间的差异。因为在高z的圆盘有更高的气体分数，合并更富含气体，产生更紧凑的球状体。这预测了球体大小的质量依赖性演化，与观测结果一致。这与FP的微妙演变有关，这对假设固定的内在FP的研究很重要。这也预测了BH-宿主相关性的温和演变，在更高的z下朝向更大的BH。干合并是有意义的，但只适用于早期形成的大质量系统：它们形成紧凑，但经历干合并（与观测一致），使得它们的尺寸在后来的时间类似于最近形成的类似质量的球体。我们对所观察到的致密高z球体的后代进行建模：大多数将成为BCGs的核心，其大小，速度分散度和BH质量与观测结果一致，但我们确定了一小部分可能完好地存活到z=0。
2008-10-27 astro-ph
Resolved CO(1-0) Nuclei in IRAS 14348-1447: Evidence for Massive Bulge Progenitors to Ultraluminous Infrared Galaxies
本文介绍了红外超亮星系IRAS 14348-1447的高分辨率CO（1-0）干涉测量。合并系统的分子气体质量为3x10^10太阳质量，预计核分离为4.8 kpc（3.5”），使其成为已知分子气体最丰富的星系之一，也是研究超亮合并事件中间阶段的理想候选者。CO的形态显示了两个分子气体成分与恒星核的祖先，一致的想法，即分子盘的引力约束的密集凸起的祖先星系的相互作用的进行。相比之下，目前观测到的较不明亮的红外星系，其投影的核间距约<5 kpc，表明恒星核之间的CO成分占主导地位。这种差异可能是一个迹象，合并的祖先与较低的红外光度不具有巨大的隆起，和气体被剥离在最初遇到的祖先。NE和SW分量的CO和射电光度的比较显示，它们具有相当的射电和CO流量比f（NE）/f（SW）~0.6，这可能表明在祖星中形成恒星的分子气体的量与超新星的速率相关。根据对原子核分子气体质量的估计和射电辐射的范围，我们推断IR 14348-1447的原子核具有与椭圆星系核相当的气体密度。
1999-12-06 astro-ph
Inspiral, merger and ringdown of unequal mass black hole binaries: a multipolar analysis
通过对七种不同质量比（q=M2/M1=1 ~ q=4）的数值模拟，研究了不等质量黑洞双星的螺旋、合并和衰荡.我们比较数值和后牛顿的结果投影到自旋加权球谐函数，其特征在于角指数（l，m）的波形。我们发现后牛顿方程对每个（l，m）的波振幅和轨道频率之间的关系有很好的预测，并且后牛顿级数对数值结果的收敛是非单调的.对于首阶，合并阶段释放的总能量与eta ^2成正比，最终黑洞的自旋与eta成正比，其中eta=q/（1+q）^2是对称质量比。我们研究了辐射的多极分布，发现奇-l多极子在等质量极限下被抑制。随着q的增加，更高的多极子携带总能量的更大部分。介绍并比较了振铃起始时间的三种不同定义。应用线性估计方法（所谓的Prony方法）的振铃阶段，我们发现分辨率依赖的时间变化的最终黑洞的拟合参数。通过互相关的信息，从不同的多极子，我们表明，衰荡适合可以用来获得精确的估计的质量和自旋的最终黑洞，这是在显着的协议与能量和角动量平衡计算。
2007-09-21 astro-ph gr-qc
Gravitational-wave memory revisited: memory from the merger and recoil of binary black holes
引力波记忆是指在理想的（自由下落的）引力波干涉仪中，被测质量的永久位移。鼓舞人心的二进制产生了一种特别有趣的记忆形式-Christodoulou记忆。虽然它起源于2.5后牛顿阶的非线性相互作用，但Christodoulou记忆影响主导（牛顿）阶的引力波振幅。以前的计算计算了这种非振荡振幅校正在螺旋阶段的二元合并。使用“有效的一体化”的描述校准与数值相对论模拟的结果，在螺旋，合并，和振铃阶段，以及内存的最终饱和值，计算的内存的演变。使用这个模型的内存，其检测的前景进行了检查，特别是超大质量黑洞二元聚并，LISA将检测到高信噪比。由于引力辐射的各向异性发射，合并的双黑洞也会经历质心反冲。这些反冲能以“线性”记忆和准简正模频率的多普勒频移的形式出现在引力波信号中。本文还讨论了观测这些效应的前景。
2009-02-21 astro-ph gr-qc
Gravitational waves from scattering of stellar-mass black holes in galactic nuclei
在星系核中，恒星质量的黑洞（BH）将在超大质量黑洞（SMBH）周围分离并形成一个陡峭的密度尖点。我们遵循一个多质量系统的BH和恒星的演化，通过数值积分的福克-普朗克能量扩散方程的各种BH质量分布。我们发现，BH“自我分离”，最稀有，最大质量的BH主导的散射率最接近SMBH（< 0.1 pc）。BH-BH双星在BH相遇时由引力波发射形成。我们发现，高级LIGO探测到的BH合并事件的预期速率为~1 - 100/年，这取决于星系核中恒星的初始质量函数和最大质量BH的质量。我们发现，由于许多不同星系中恒星密度的内在散射，实际的合并率可能比这大10倍。在星系核中以这种方式形成的BH双星在进入LIGO波段时具有显著的偏心率（90%，e > 0.9），因此可以与其他双星区分开来，这些双星在被探测到之前就已经成了圆形。我们还表明，偏心合并可以检测到更大的距离和更大的BH质量比圆形合并，高达700太阳质量。未来的地面引力波观测站将能够限制黑洞和星系核中恒星的质量函数。
2009-04-01 astro-ph gr-qc
