Be星是快速旋转的B星，周围环绕着一个开普勒旋转的外流气体盘。Be星/X射线双星系统包含一颗Be星和一颗中子星。他们被发现有非零的偏心率，有证据表明，一些系统之间的恒星和双星轨道的自旋轴的自旋轴错位。这些系统的偏心率被认为是由形成中子星的超新星对中子星的反冲造成的，这种反冲也会引起不对准。在本文中，我们调查在何种程度上相同的反冲分布可以引起所观察到的偏心率分布和所观察到的失调。我们发现，麦克斯韦分布的速度踢与低速度分散，$σ_k \approx 15\rm km s^{-1}$，是与所观察到的偏心率分布一致，但很难调和与所观察到的错位，通常$i \ge 25^\circ$。另外，一个较高的速度踢分布，$σ_k = 265 \rm km s^{-1}$，是与所观察到的错位，但不与所观察到的偏心率，除非后超新星循环的双轨道已经发生。我们简要讨论如何实现这一目标。
英文摘要：
Be stars are rapidly spinning B stars surrounded by an outflowing disc of gas in Keplerian rotation. Be star/X-ray binary systems contain a Be star and a neutron star. They are found to have non-zero eccentricities and there is evidence that some systems have a misalignment between the spin axis of the star and the spin axis of the binary orbit. The eccentricities in these systems are thought to be caused by a kick to the neutron star during the supernova that formed it. Such kicks would also give rise to misalignments. In this paper we investigate the extent to which the same kick distribution can give rise to both the observed eccentricity distribution and the observed misalignments. We find that a Maxwellian distribution of velocity kicks with a low velocity dispersion, $σ_k \approx 15\rm km s^{-1}$, is consistent with the observed eccentricity distribution but is hard to reconcile with the observed misalignments, typically $i \ge 25^\circ$. Alternatively a higher velocity kick distribution, $σ_k = 265 \rm km s^{-1}$, is consistent with the observed misalignments but not with the observed eccentricities, unless post-supernova circularisation of the binary orbits has taken place. We discuss briefly how this might be achieved.
Tidal capture formation of Low Mass X-Ray Binaries from wide binaries in the field
我们提出了一个潜在的有效的动力学形成方案的低质量X射线双星（LMXB）在外地，重点是黑洞（BH）LMXB。在这个形成通道中，LMXB是由宽双星（$(>1000$ AU）和BH组成部分以及恒星伴星形成的。宽双星受场星飞掠的扰动，其轨道随时间随机行走和变化。这种扩散过程可以驱动双星进入一个足够偏心的轨道，使得双星的潮汐分量在近心处相互作用，并演变成短周期双星，最终演变成LMXB。通过这个通道的LMXB的形成率主要取决于这种BH宽双星祖先的数量，这反过来又取决于出生时给予BH（或NS）的速度反冲。我们考虑了几种模型的形成和生存的这种宽的二进制文件，并计算LMXB形成率为每个模型。我们发现，BH形成的模型，通过直接崩溃，没有/很少natal踢可以引起高的形成率与那些从观察推断。这个形成场景有几个观测特征：（1）LMXB的数量密度通常遵循背景恒星密度;（2）BH恒星伴星的质量函数应该与背景恒星星族的质量函数相当，可能在$0.4-0.6$ M $_{\odot}$达到峰值。后一方面，特别是，是独特的，这个模型与以前建议的LMXB形成模型以下共同的信封二进制恒星演化。我们注意到，NS LMXB可以类似地从宽双星形成，但它们通过这个通道的形成率可能会显着较小，因为它们的出生踢高得多。
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Mani L. Bhaumik Institute for Theoretical Physics（马尼·L·巴乌米克理论物理研究所）
The progenitors of compact-object binaries: impact of metallicity, common envelope and natal kicks
LIGO-Virgo合作（LVC）已经报道了六个引力波事件，其中五个与黑洞双星（BHB）合并有关，一个与双中子星（DNS）合并有关，而黑洞-中子星（BHNS）双星的合并仍然缺失。我们调查的祖先的双重紧凑的对象二进制与我们的人口合成代码MOBSE。MOBSE包括恒星风造成的质量损失的高级处方（取决于金属丰度和爱丁顿比），以及核心坍缩、电子俘获和（脉动）对不稳定超新星的形式主义。我们研究了祖先的金属丰度，共同包络参数$α$和出生踢的DNSs，BHNSs和BHBs的属性的影响。我们发现，中子星（NS）的质量范围从1.1到2.0 M $_\odot$，与轻NS的偏好，而在合并BHNS NS的NS大多有大的质量（$1.3-2.0$ M $_\odot$）。合并BHN中的BH优先为低质量（$5-15$ M $_\odot$）。合并BHB中的BH质量强烈依赖于祖细胞的金属性，并且从$\sim{}5$跨越到$\sim{}45$ M $_\odot$。从我们的模拟中得出的BHNS和BHB的本地合并率密度与LVC在我们所有的模拟中报告的值是一致的。与此相反，本地合并率密度的DNS匹配的值推断出的LVC只有当低出生踢假定。这一结果为本征踢和DNS形成的复杂谜题增添了另一个部分。
White Dwarf Natal Kicks as Velocity-Space Random Walks. II. Binary Stellar Evolution and Observational Kick Constraints
University of Colorado（科罗拉多大学）；National Institute of Standards and Technology（美国国家标准与技术研究院）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
Misaligned spin and orbital axes cause the anomalous precession of DI Herculis
双星的轨道进动是由于广义相对论效应、恒星非球面性所产生的力，以及来自系统中其他恒星或行星的力。对于大多数双星，理论和观测到的岁差率是一致的。然而，有一个系统-- DI Herculis --30年来一直拒绝解释。观测到的岁差速率是理论速率的四分之一，这一分歧曾被解释为广义相对论失败的证据。在当代的解释是存在一个环双星行星和一个大的倾斜恒星自转轴相对于轨道。在这里，我们报告说，这两颗恒星的DI武仙座旋转与他们的自旋轴几乎垂直于轨道轴（与通常的假设相反的近距离双星）。旋转引起的恒星扁率导致岁差的方向与相对论岁差的方向相反，从而调和理论和观察到的速率。
A Path to Constraints on Common Envelope Ejection in Massive Binaries: Full Evolutionary Reconstruction of Three Black Hole X-ray Binaries
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
The possible existence of Pop III NS-BH binary and its detectability
在对Pop III星的星族合成模拟中，形成了许多合并时间小于宇宙年龄$(τ_{\rm H})$的BH（黑洞）-BH双星，而没有形成NS（中子星）-BH双星。原因是Pop III星没有金属，所以预计不会有质量损失。然后，在最后一次超新星爆炸到NS的过程中，大量的质量丢失，使得半长轴变得太大，以至于Pop III NS-BH双星无法在$τ_{\rm H}$中合并。然而，根据对脉冲星自行的观测，几乎可以确定NS存在$200-500{\rm~ km~s^{-1}}$量级的反冲速度。因此，NS-BH双星的一半的半长轴可以小于之前关于Pop III NS-BH双星的参数，以减少合并时间。我们对Pop III NS-BH双星进行了包含NS反冲的总体合成蒙特卡罗模拟，发现Pop III NS-BH合并的事件率为$\sim 1 {\rm Gpc^{-3} yr^{-1}}$。这表明，从今年秋天开始，在Advanced LIGO和Advanced Virgo的O2中有很好的机会检测到Pop III NS-BH合并。
The cosmic merger rate of neutron stars and black holes
到目前为止，已经报道了六次引力波探测，为双紧凑物体的合并率提供了重要的见解。利用粒子群合成模拟和Illustris宇宙学模拟研究了双中子星（DNS）、中子星-黑洞双星（NSBH）和黑洞双星（BHB）的宇宙合并率。我们已经进行了六个不同的模拟，考虑不同的假设的效率的共同信封（CE）喷射和探索两个分布的超新星（SN）踢。从我们的模拟中得出的当前BHB合并率范围从$\sim{}150$到$\sim{}240$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，仅轻度依赖于CE效率。相比之下，目前的域名合并率（从$\sim{}20$到$\sim{}600$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）和NSBH合并率（从$\sim{}10$到$\sim{}100$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）在很大程度上取决于CE和出生踢的假设。DNS的合并率与从GW 170817的检测推断的合并率一致，只有假设CE喷射的高效率和低SN反冲（从具有一维均方根$σ=15$ km s $^{-1}$的麦克斯韦分布得出）。
