A Distant Sample of Halo Wide Binaries from SDSS
可靠的晕宽双星的样本是稀缺的。如果不受选择效应的影响，并且有少量偶然排列的污染，这些宽双星将成为一个强大的动力学工具，提供了极少数能够限制银河系晕中暗物质性质的实验之一。然而，目前最好的晕宽双星的样本仅限于太阳附近，并且在最宽的分离处受到少量统计数据的困扰。我们提出了一个计划的结果，旨在探测广泛的二进制人口的星系晕在显着更大的距离，并通知未来的搜索，可以提高统计数量级。晕星是从斯隆数字巡天在分析了简化自行图中恒星的银河轨道后获得的。然后，我们选择候选的二进制搜索对自行和小投影分离的差异。使用中等分辨率的光谱学，一个子样本的候选人通过径向速度进行验证，发现约68\%的候选人对高达20 $^{\prime\prime}$分离可以被认为是真正的晕宽的二进制文件，以现有数据的限制。来自\textit{Gaia}的精确计算证实，我们选择的大多数对具有相同距离的分量，独立地证实了我们选择方法的稳健性。这些结果应该被证明是有价值的，以指导更大的光环宽二进制目录的最佳组装从即将到来的大型数据库，例如，\textit{Gaia}和LSST。
2018-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。
2011-11-18 astro-ph.GA
X-ray Constraints on Wandering Black Holes in Stripped Galaxy Nuclei in the Halo of NGC 5128
本文利用 Chandra 和 XMM-Newton 数据研究 NGC 5128 晕中候选被剥离星系核的 X 射线辐射，发现其 X 射线源比例低于或与正常大质量星团相当，表明这些源主要是 X 射线双星而非活动星系核，并指出对游荡黑洞进行吸积普查十分困难。
2025-04-10 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 astro-ph.GA
Neutron Star Mergers as the Origin of r-Process Elements in the Galactic Halo Based on the Sub-halo Clustering Scenario
近年来的流体动力学和核合成研究表明，双中子星（以及黑洞-中子星）系统的双星合并（NSM）是银河系中r过程元素的主要场所。然而，有人指出，估计的中子星双星的长寿命与金属丰度低至[Fe/H]-3的r过程增强晕星的存在是矛盾的。为了解决这个问题，我们假设星系晕是由子晕合并形成的，研究了NSM在早期银河系化学演化中的作用。我们提出了最终恒星总质量在10^4 M_solar和2 x 10^8 M_solar之间的次晕化学演化的简单模型。根据最近的二进制人口合成研究，紧凑型二进制的典型寿命被假定为1亿年（95%的人口）和100万年（5%）。计算得到的子晕和系综的金属丰度分别与观测到的本星系群矮星系的质量-金属丰度关系和星系晕的金属丰度分布相一致。我们发现，如果质量较小的次晕的恒星形成效率较小，r过程丰度比[r/Fe]在[Fe/H] <= -3时开始增加。此外，短寿命（~ 100万年）双星的贡献也解释了亚太阳[r/Fe]值（观测到[Fe/H] < -3时为[Ba/Fe] ~ -1.5）。我们的研究结果表明，NSM可能有一个实质性的贡献，在整个银河系的历史r-过程元素丰度。
2015-04-17 astro-ph.GA
Wide binaries from the H3 survey: the thick disk and halo have similar wide binary fractions
由于银河系盘和晕的环境不同，比较盘和晕中的宽双星是理解宽双星形成和演化的关键。通过使用盖亚早期数据第3版，我们在H3巡天中寻找已分辨的宽双星伴星，H3巡天是一项光谱巡天，迄今为止已为厚盘和晕星编制了$\sim$ 150，000个光谱。我们确定了800个高置信度（污染率为4%）宽二进制和两个解决三元组，与二进制分离之间的$10^3$ - $10^5$ AU和最低的[Fe/H]的$-2.7$。根据它们的银河系运动学，其中33个是晕宽双星，其中大部分与Gaia-Sausage-Enceladus星系有关。在厚盘的宽二元分数减少对低金属丰度结束，与以前的研究结果为薄盘一致。我们的关键发现是，晕宽的二元分数是一致的厚盘恒星在一个固定的[Fe/H]。宽二元分数对$α$捕获丰度没有显著依赖性。因此，宽的二元分数主要是由铁的丰度，而不是他们的磁盘或晕的起源，也不是$α$捕获的丰度。我们的研究结果表明，形成环境发挥了重要作用的宽的二进制部分，而不是其他的过程，如径向迁移，只适用于盘星。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-Process enrichment in the Galactic halo characterized by nucleosynthesis variation in the ejecta of coalescing neutron star binaries
一个大的恒星之间的r-过程元素的丰度变化，在[Eu/Fe]比率为星系晕星，是一个突出的特点，是区别于其他重元素。它的部分原因是由于存在高度r-过程富集的恒星，被归类为r-II星（[Eu/Fe]>+1）。与此同时，晕星表明，轻r-过程元素（Y）与Eu的比值与[Eu/Fe]密切相关，给出了最低的[Y/Eu]比值，该比值在r-II星处趋于稳定。另一方面，最近的流体动力学模拟的合并双中子星（cNSNSs）表明，r-过程网站可以分为两类提供不同的电子分数分布：潮汐驱动的动态喷出物和（动态或合并后）非潮汐喷出物。在这里，我们表明，一个广泛的跨越功能的[Eu/Fe]可以复制的模型，考虑不同质量的潮汐驱动的动态喷出物从cNSNSs和合并黑洞/中子星二进制（cBHNS）。此外，所观察到的[Y/Eu]的趋势解释了在两种不同的质量不对称的双NS系统喷出物的组合核合成。我们的方案表明，大量潮汐驱动的动态喷出物伴随着大量的非潮汐部分从cNSNSs或cBHNS可以单独容纳r-II丰度，包括在某些情况下的锕系元素的提升。从我们的研究中估计的cNSNS事件率与引力波探测的最新结果约1000（90%置信区间为110-3840）Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$一致，并且预测每Gpc $^3$ yr与r-过程生产相关的cBHNS每年会出现一些事件。
2019-12-23 astro-ph.GA
The Mass-Concentration Relation and the Stellar-to-Halo Mass Ratio in the CFHT Stripe 82 Survey
我们提出了一个新的测量质量浓度关系和恒星晕质量比的晕质量范围$5\times 10^{12}$至$2\times 10^{14}M_{\odot}$。为了实现这一目标，我们使用弱透镜测量CFHT条纹82调查（CS 82），结合中心星系redMapper集群目录和LOWZ/CMASS星系样本的斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天第十次数据发布。这些样本周围的叠加透镜信号被建模为来自中央星系、其暗物质晕和邻近晕的贡献之和，以及可能的中心误差项。我们测量了质量浓度关系：$c_{200c}(M)=A(\frac{M_{200c}}{M_0})^{B}$与$A=5.24\pm1.24, B=-0.13\pm0.10$（$0.2<z<0.4$）和$A=6.61\pm0.75, B=-0.15\pm0.05$（$0.4<z<0.6$）。这些振幅和斜率与最近模拟的预测完全一致。我们还测量了我们的样品的恒星晕质量比，并发现结果与以前的测量透镜和其他技术相一致。
2017-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contribution from stars stripped in binaries to cosmic reionization of hydrogen and helium
大质量恒星通常存在于双星系统中，有人认为双星系统的产物会增强恒星星族的电离辐射。我们需要精确预测二元产物，以了解和量化它们对宇宙再电离的贡献。我们调查的贡献剥离的恒星双星，因为（1）他们可以说，最好的理解产品的双星演化，（2）我们最近产生的第一个非LTE辐射转移计算这些剥离的恒星的大气，预测其电离光谱，和（3）他们是非常有前途的来源，因为他们提高电离辐射的恒星星族在后期。这使得恒星的反馈可以清除周围的环境，使更多的光子可以逃逸并进入星系际介质。结合我们对电离光谱的详细预测和一个简单的宇宙再电离模型，我们估计剥离的恒星贡献了百分之几十的光子，导致宇宙氢再电离，这取决于假设的逃逸分数。更重要的是，剥离的恒星强化了电离辐射。我们估计，光谱电离部分的光谱指数可以增加到-1，而对于单星，光谱电离部分的光谱指数小于-2。在高红移，剥离的恒星和大质量的单星结合主导的氦电离发射，但我们预计活动星系核驱动宇宙氦再电离。我们预计进一步的观测结果是：（1）恒星系统周围星系际气体的高电离态，如CIV和SiIV;（2）星系际介质的额外加热高达几千开尔文。量化这些保证了在完整的宇宙学模拟中包含剥离恒星和其他二元产物的精确模型。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio-Selected Binary Active Galactic Nuclei from the Very Large Array Stripe 82 Survey
星系合并在星系及其超大质量黑洞的生长过程中起着重要的作用。模拟结果表明，潮汐相互作用可以增强黑洞吸积，这可以通过星系合并中活动星系核（AGN）的比例来检验。但是确定分数需要二进制的统计样本。我们已经确定了kpc规模的二元活动星系核直接从高分辨率的无线电成像。在斯隆数字巡天（SDSS）Stripe 82场的高分辨率甚大阵巡天覆盖的92平方度范围内，我们确定了22个A级和30个B级的角间距小于5”（z = 0.1时为10 kpc）的二元射电活动星系核候选者。其中八个候选者具有来自SDSS光谱调查和我们的Keck计划的两种成分的光谱。两个B级候选者是预测对，但其余六个候选者都是基于发射线比率或无线电功率与H-α跟踪恒星形成率相比的超额的二元活动星系核的令人信服的情况。六个双星中只有两个是以前通过光学光谱搜索发现的。基于这些结果，我们估计，一旦我们获得完整的光谱信息，我们的二元候选人的~60%将得到确认。我们的结论是，广域高分辨率的无线电调查提供了一个有效的方法来识别大样本的二进制活动星系核。这些无线电选择的二元活动星系补充了在其他波长下发现的二元星系，对于理解黑洞吸积的触发机制是有用的。
2014-11-17 astro-ph.GA
Galaxy Formation with Local Photoionization Feedback -II. Effect of X-Ray Emission from Binaries and Hot Gas
我们研究了来自恒星双星系统的X射线和热的团内介质（ICM）如何影响星系中气体的辐射冷却速率。我们的研究使用了一种新的实现气体冷却的动网格流体动力学代码\textsc{arepo}。来自双星的X射线根本不会影响冷却，因为它们的发射光谱太难与星系气体有效耦合。相比之下，来自ICM的X射线与温度范围为$10^4 - 10^6$ K的气体耦合良好。理想化的模拟表明，热晕辐射场具有最小的影响，因为在集群的高维里温度（$> 10^7$ K）的冷却流的动力学，使气体和入射光子之间的相互作用非常无效。另一方面，星系团环境中的卫星星系由于来自主晕的辐射而经历高辐射通量。特别是低质量卫星（$< 10^{12}\rm{M_\odot}$）的维里温度正好处于辐射场效应最大的区域。卫星星系的理想化模拟，包括只有主机晕辐射（没有冲压压力剥离或潮汐效应）领域的影响，显示了一个急剧减少的冷气体形成量（$\sim 40\%$）的短时间尺度上约$0.5$陀螺。一个星系合并模拟，包括所有其他环境淬火机制，显示约$20\%$减少恒星质量的卫星和约$\sim 30\%$减少恒星形成率后，$1$陀螺由于主机热晕辐射场。这些结果表明，热晕辐射场在星系团环境中的猝灭中可能起着重要的作用。
2015-05-22 astro-ph.GA
The mass distribution of stars stripped in binaries: The effect of metallicity
该研究通过种群合成代码预测剥离恒星的质量分布，发现低质量端与金属丰度无关，但在低金属丰度下大质量端出现“氦星荒漠”，影响超新星和电离辐射。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Separation Distribution of Ultra-Wide Binaries across Galactic Populations
我们提出了一个广泛的超宽双星在太阳附近的样本，专注于分离的$0.01<s/{pc}<1$。使用来自Gaia DR 2的数据，我们通过系统的切向速度定义了运动学子群，即，盘状（$v_{\perp, tot}<40$ km/s）、中间（$v_{\perp,tot}=(40-85)$ km/s）和晕状（$v_{\perp,tot}>85$ km/s）样本，假定这些速度切割代表了双星年龄和金属丰度的粗略排序。通过对天体测量精度的严格限制，我们可以获得纯二进制样本，每个样本中有数千个二进制。对于所有三个群体，二进制分离的分布平稳地扩展到1 pc，既不显示强截断，也不显示双峰。拟合一个平滑破碎的幂律的分离分布，我们发现，它的斜率在分离$s=10^{2.5-4}$ AU是相同的所有子群体，$p(s)\propto s^γ$，与$γ\sim-1.54$。然而，$p(s)$的对数斜率在$s \gtrsim 10^4$ AU处变陡。我们发现了一些证据，表明陡化程度随双星年龄的增加而增加，盘状星的陡化程度仅为$Δγ\sim0.5$，而晕状星的陡化程度为$Δγ>1$。这种趋势是相反的，如果陡峭的宽分离是由于分子云或恒星的引力扰动，这将优先破坏磁盘双星。如果我们将$s\gtrsim 10^4$ AU的变陡解释为大质量晕天体破坏的结果，我们将不得不调用一个与其他约束不一致的CANOO种群。作为一个更合理的替代…
2019-11-06 astro-ph.GA
The Binary Frequency of r-Process-Element Enhanced Metal-Poor Stars and its Implications: Chemical Tagging in the Primitive Halo of the Milky Way
一些在[Fe/H] $\simeq -2.9\pm0.3$范围内的稀有晕巨星显示出{ \it r}过程元素丰度，相对于铁峰和更低峰的元素丰度，这些元素丰度作为一个组变化高达[ $r$ /Fe] $\sim80$。然而，这些{ \it r}-过程元素的天体物理学生产地点仍然不清楚。我们报告的初步结果，从四年的径向速度监测17 { \it r}过程增强的贫金属巨星，以检测和在这个样本中的双星。我们发现三个（可能是四个）光谱双星的轨道周期和偏心率是无法区分的人口I双星与巨大的原色，并没有表现出任何迹象表明，次要组件已通过AGB阶段的演变或爆炸的超新星。我们样本中的其他14颗恒星似乎是单一的-包括原型$r$ -过程元素增强型恒星CS 22892-052，它也在碳中增强，但不是在{ \it s}-过程元素中。我们的结论是，这些恒星的{ \it r}-过程（和潜在的碳）增强是不是一个本地的事件，由于质量转移或风从一个二进制的同伴，但被印在出生的分子云这些（单和双）恒星的外部来源。因此，这些恒星是早期星系晕系统不均匀性质的壮观化学示踪剂。
2011-10-25 astro-ph.GA
Yields from massive stars in binaries. Chemical evolution of the Milky Way disk
本文利用Farmer等人（2023）的单星与双星剥离大质量恒星产率，结合银河系盘化学演化模型，检验不同双星比例对22种元素太阳丰度及[X/Fe]-[Fe/H]关系的影响，发现双星产率对部分元素预测有显著改进。
2024-12-10 astro-ph.GA
Simulating Binary Primordial Black Hole Mergers in Dark Matter Halos
本文模拟暗物质晕中双原初黑洞（PBH）演化及红移10内的并合率，考虑两体俘获和双星-单体相互作用通道，发现合理假设下后者并合率占优，推进了引力波事件约束PBH性质的理解并对未来探测做了预测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
S-stars in the Galactic center and hypervelocity stars in the Galactic halo: two faces of the tidal breakup of stellar binaries by the central massive black hole?
本文研究了在星系晕中发现的超高速星（HVS）与在银心（GC）中运动的S-星之间的联系，假设它们都是由中心大质量黑洞（MBH）对同一群双星的潮汐分裂的产物。通过采用几种双星注入MBH附近的假设模型并进行数值模拟，我们了解了双星的潮汐破碎过程及其后续演化。我们发现，在某些二元注入模型下，检测到的HVS和S星的许多统计特性都可以再现，并且如果恒星初始质量函数头重脚轻（例如，斜率约为-1.6）。被捕获的伴星总数约为50个，质量在3- 7 Msun之间，半长轴<4000 AU，并在主序星寿命内存活到现在。最里面的一个预计有一个半长轴~300-1500 AU和近心距离~10-200 AU，有很大的概率比S2更接近MBH。未来对这样一颗更近的恒星的探测将为广义相对论提供一个重要的检验。大多数幸存的S-星的抛射伴星预计位于银心距离<~20 kpc，日心径向速度约为-500-1500 km/s，自行约为5-20 mas/yr。未来对这些HVS的探测将为S星的潮汐破裂形成机制提供证据。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar properties of observed stars stripped in binaries in the Magellanic Clouds
本文利用新大气模型拟合麦哲伦云中10颗双星剥离恒星的恒星光谱，精确测定其恒星性质，发现其恒星风弱于现有预测，并证实它们是Ib和IIb型超新星的前身星及双星演化的重要基准。
2023-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. II. Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars - CEMP-no stars
大多数贫金属晕星的详细成分被发现是非常均匀的。然而，20 - 70%（随着金属丰度的降低而增加）的一小部分表现出碳丰度的显着增强-所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星。银河系化学演化模型的一个关键问题是，这种非标准的组成是否反映了恒星诞生云的组成，或者是由于来自双星伴星的化学处理物质的局部出生后质量转移; CEMP恒星应该都是双星系统的成员。我们的目标是确定的频率和轨道参数的二进制CEMP星之间的中子捕获元素的过度丰度-CEMP-s和CEMP-no星，分别-作为一个测试，这个本地的质量转移的情况。本文讨论了24颗CEMP-no星的样本，而后续的论文将考虑CEMP-s星的类似样本。大多数变星在这段时间内没有表现出统计上显著的径向速度变化，似乎是单一的，而四颗变星被发现是双星，轨道周期为300 - 2，000天，离心率正常;样本的双星频率为17 +-9%。单星大多属于最近确定的“低C波段”，而双星具有较高的绝对碳丰度。我们的结论是，负责在这些古老的恒星强烈的碳过剩的核合成过程是无关的，他们的二进制状态;在早期的银河系ISM的碳被印在他们的出生分子云，更早，外部来源，强烈表明CEMP-没有恒星可能是真正的第二代恒星。我们讨论了潜在的生产地点的碳和它的跨星际距离在早期ISM的转移，高红移DLA系统的组成和影响。节录。
2015-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An excess of low-mass X-ray binaries in the outer halo of NGC 4472
本文介绍了对室女星系团中巨大椭圆星系NGC4472（M49）外晕的钱德拉观测结果。数据扩展到130 kpc（28 '），并且具有150 ks的组合曝光时间。在确定光学同行使用下一代室女星系团巡天，以消除背景活动星系核和球状星团（GC）的来源，并校正的完整性，我们发现，现场低质量X射线双星（LMXB）的数量每单位恒星V波段光显着增加与银河系中心半径。由于完整样本的通量极限对应于NGC 4472中中子星的爱丁顿极限，因此该样本中约90个LMXB中的许多可能存在黑洞。在大的银河系中心半径的领域LMXB的过剩可能部分是由出生踢黑洞和中子星在星系内部的二元系统。此外，由于NGC 4472的晕中的金属丰度随着银河中心半径的增大而急剧减小，因此单位恒星质量的LMXB数量与金属丰度反相关，这与GC中观察到的相反。因此，解释场LMXB空间分布的另一种方法是反向金属丰度效应，尽管我们还没有确定一种机制来解释恒星和双星演化。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supermassive Binaries in Ultralight Dark Matter Solitons
该研究通过模拟发现，超轻暗物质孤子会显著加速超大质量黑洞双星的轨道衰减，且粒子质量大于10^-21 eV时可缓解最终秒差距问题并抑制低频引力波。
2025-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. III. Carbon-enhanced metal-poor stars -- CEMP-s stars
对贫金属晕星的详细光谱研究突出了碳增强贫金属（CEMP）星在理解银河系早期碳的产生和喷射以及在大爆炸后形成的第一批恒星中识别CEMP星的祖先方面的重要作用。最近的工作也根据绝对碳丰度A（C）将CEMP恒星分为高C带和低C带，主要分别由双星和单星组成。我们的目标是确定的频率和轨道参数的CEMP-s的恒星，表现出强烈的增强与S-过程中的中子捕获元素之间的二进制系统。这使我们能够测试是否有必要和足够的地方质量转移从一个双伴侣来解释他们的戏剧性的碳过剩。22颗恒星中有18颗呈现清晰的轨道运动，产生82+-10%的双星频率，而4颗恒星似乎是单星（18+-10%）。因此，我们确认CEMP-s恒星的双星频率比正常的贫金属巨星高得多，但不是以前声称的100%。确定了11个双星的安全轨道和6个长周期系统（P > 3,000天）的临时轨道，并讨论了轨道循环时间尺度。传统的情况下，从一个前AGB双星伴星的局部质量转移似乎占大多数CEMP-s恒星的化学成分。然而，在一些单一的CEMP-s恒星中，多余的C和s-过程元素显然是通过外部（遥远的）来源转移到它们的出生云中的。这一发现对于我们理解早期星系晕和一些高红移DLA系统中的碳富集，以及极端贫金属AGB星的质量损失具有重要意义。节录。
2016-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide binaries with white dwarf or neutron star companions discovered from Gaia DR3 and LAMOST
结合Gaia DR3与LAMOST视向速度数据，识别出三个可能包含致密天体的宽双星，并通过光谱与运动学化学分析揭示了其伴星性质及在银河系薄盘的分布。
2023-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
