The influence of stellar-dynamical ejections and collisions on the relation between the maximum-star and star-cluster-mass
我们进行了目前最大的一组直接N体计算的年轻星团模型的动力学影响，特别是通过最大质量的恒星在集群中的喷射，对当前的最大恒星质量和星团质量之间的关系。我们改变了几个初始参数，如初始半质量半径的集群，初始的二元分数，和初始质量偏析的程度。为了使大质量双星的初始条件更符合实际，采用了两种不同的配对方法来构造大质量双星。我们发现，较低质量的星团（<= 10^2.5 Msun）不会射出它们最重的恒星。在大质量星团（>= 1000 Msun）的情况下，如果星团的初始半质量半径r_0.5，>= 0.8 pc，那么无论初始条件如何，在300万年内没有质量最大的恒星逃离星团。然而，一些最初较小的星团（r_0.5 = 0.3 pc），具有较高的密度，在300万年内喷射出最大质量的恒星。如果星系团形成时尺寸紧凑，并且它们的大质量恒星诞生在质量比偏向于1的双星系统中，由于最初质量最大的恒星的抛射，星团中质量最大的恒星的质量发生变化的概率可以高达20%。当星团相对密集时，恒星碰撞会增加大量星团中的最大恒星质量（M_ecl >= 10^3 Msun和r_0.5 = 0.3 pc）和富含二进制。总的来说，我们得出结论，动力学效应几乎没有影响观测的最大恒星质量的集群质量关系。
2012-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of a massive hyper-runaway subgiant star LAMOST-HVS1 -- implication from Gaia and follow-up spectroscopy
我们报告LAMOST-HVS 1是一颗质量为8.3 Msun的超逃逸亚巨星，根据盖亚数据发布2（DR 2）和高分辨率光谱学的自行数据，它在3300万年前以$568^{+19}_{-17}$ km/s的固有喷射速度从银河系$\sim$的内部恒星盘中喷射出来。极大的抛射速度表明，这颗恒星不是被双星伴星的超新星爆炸抛射出来的。相反，它可能是在高密度环境中与更大质量的物体发生3-或4-体动力学相互作用而喷出的。这样的高密度环境可能在质量为$\gtrsim 10^4$ Msun的年轻大质量星系团的核心区域获得。参与LAMOST-HVS 1抛射的抛射剂很可能是一个中等质量黑洞（$\gtrsim$ 100 Msun）、一颗超大质量恒星（$\gtrsim$ 100 Msun）或多颗普通大质量恒星（$\gtrsim$ 30 Msun）。根据LAMOST-HVS 1的飞行时间和抛射位置，我们认为其抛射剂或其诞生星团目前位于Norma旋臂附近，LAMOST-HVS 1的诞生星团可能是Norma旋臂附近一个未被发现的年轻大质量星团。
2019-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Outflows Powered by the Decay of Non-Hierarchical Multiple Systems of Massive Stars: Orion BN/KL
从猎户座星云后面的OMC 1中出现的爆炸性BN/KL外流可能是由500年前的非分级多系统$\sim$的动力学衰变提供动力的，该系统以大约10到30 km s $^{-1}$的速度喷射出大质量恒星I，BN和源n。对H $_2$特征的新的自行测量表明，在测量误差范围内，外流起源于恒星抛射的位置。结合已发表的数据，这些测量表明流出年龄为$\sim$ 500年，类似于恒星弹射的时间。喷出的恒星和外流的总动能约为2至$6 \times 10^{47}$尔格。有人提出，一个短周期双星（最有可能是源I）形成时释放的引力势能导致了恒星抛射，并为外流提供了动力。一个方案的形成紧凑的，非层次的多星系统，其衰变成一个弹出的二元和两个高速恒星，并推出流出。有三种机制可能导致气体爆炸：（一）恒星抛射后，环绕星团的包层被解开;（二）在最后的恒星相遇期间，环绕恒星的盘被破坏，产生的碎片被高速排出;（三）储存的磁能被释放。合理的原恒星盘端包络特性可以产生所观察到的外流质量，速度和动能分布。被抛出的恒星可能通过后退或邦迪-霍伊尔吸积获得了新的盘，其轴与它们的速度大致垂直。OMC 1的气体和恒星的驱逐可能是由恒星相互作用驱动的。
2010-11-23 astro-ph.GA
The drastic impact of Eddington-limit induced mass ejections on massive star populations
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶引力研究所）
本文通过引入Eddington限引发的质量喷射模型，修正了大质量恒星演化中的关键问题，揭示了其对恒星群体结构和演化的影响。
2026-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependency of dynamical ejections of O stars on the masses of very young star clusters
大质量恒星可以通过与其他大质量恒星的相遇而有效地从它们的诞生星团中弹射出来。通过直接N体计算，我们研究了O型星系统的动力学射血分数如何随非常年轻的星团Mecl的质量而变化。通过改变质量双星的半质量半径、初始质量分离、初始双星分数和轨道参数，我们得到了不同的初始条件。结果表明，O星系统的抛射分数在所有模型中均在质量为$10^{3.5}$ Msun时出现最大值，尽管抛射系统的数目随质量的增加而增加.我们表明，低质量的集群（Mecl ~ 400 Msun）是占主导地位的来源，人口与O星的银河系领域的动力学喷射，考虑嵌入式集群的质量函数。大约15%（高达38%，取决于集群模型）的O型星，其中很大一部分是双星，这将形成在一个10百万年的恒星形成时代的嵌入式集群的分布，将动态弹出的领域。个别的星团可以喷射出100%的原始O星含量。大部分O型星的速度只有10 km/s。合成一个年轻的星团质量函数如下，给出这里提出的恒星动力学的结果，观察到的分数场和失控的O星，和他们之间的二进制分数可以很好地理解理论上，如果所有的O星形式嵌入集群。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of Massive Black Holes in merging star clusters: dynamical evolution, stellar & compact object ejections and gravitational waves
本研究通过BIFROST直接N体模拟表明，并合恒星团中的500 M_⊙大质量黑洞双星会驱动大量高速恒星与恒星级黑洞抛射，并可能在哈勃时间内并合产生引力波。
2025-03-14 astro-ph.GA
The Nature of Hypervelocity Stars and the Time Between Their Formation and Ejection
我们获得了银河系晕中速度最快的未绑定恒星之一HVS 5的凯克HIRES光谱。我们发现HVS 5是一颗3.62 +- 0.11 Msun主序星B，距离50 +- 5 kpc。它的年龄和它从银河系中心的飞行时间之间的差异是105 +-18（stat）+-30（sys）Myr;从银河系圆盘其他地方的飞行时间是相似的。从形成到抛射的这10^8年的“到达时间”很难与任何涉及寿命仅为10^7年的大质量恒星的抛射情景相一致。为了进行比较，我们推导出两颗未束缚逃逸B星的到达时间为10^7年，这与它们的盘起源一致，即双星系统中的超新星或致密星团中大质量恒星之间的动力学相互作用导致的抛射。对于HVS 5，在其寿命的前10^7年期间的喷射在3-sigma水平上被排除。再加上其他三颗经过充分研究的超高速恒星（HVS）的到达时间为10^8年，这些结果与HVS的银河系中心起源一致。如果HVS确实是被中央黑洞喷射出来的，那么银河系中心在大约2亿年前就开始形成恒星，而HVS的祖先则花费了大约1亿年的时间才进入黑洞的损失锥。
2012-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Ejection of Dark Matter from Globular Clusters
我们分析调查是否在与恒星的近距离接触，一个暗物质粒子可以加速以上的逃逸速度的球状星团和被弹出。我们发现，这种机制是不足以弹出一个大规模的，扩大暗物质晕到目前为止。结合对可能没有被潮汐剥离的孤立球状星团的观测，这些结果对球状星团在暗物质晕中形成的情景产生了怀疑。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio outburst from a massive (proto)star. When accretion turns into ejection
上下文最近对大质量的年轻恒星天体S255 NIRS 3的观测表明，甲醇脉泽通量密度和红外辐射都大幅增加，这被解释为吸积爆发的结果，可能是由于星周盘的不稳定性。这表明这种类型的吸积事件可能在年轻/形成的早期型恒星及其质量较低的兄弟中很常见，并支持恒星上的吸积可能以非连续的方式发生的想法。目标。由于吸积和喷射被认为是紧密相关的现象，我们希望通过检测相关热喷流的相应爆发来确认S255 NIRS 3中爆发的吸积解释。方法.我们用卡尔G. Jansky甚大阵。IRAM的北部扩展毫米阵列和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列也观察到毫米连续辐射。结果我们已经检测到从2016年7月10日开始，即估计的红外爆发开始后约13个月，无线电通量密度从6 GHz到45 GHz呈指数级增加。这是有史以来第一次探测到与年轻恒星物体的红外吸积爆发有关的无线电爆发。所有观测到的厘米波段的通量密度都可以用一个简单的膨胀喷流模型来再现。在毫米波长处，我们推断相对于文献值的边际通量增加，我们表明这是由于无线电射流的自由发射。节录。
2018-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Runaway massive stars from R136: VFTS 682 is very likely a "slow runaway"
本文对大麦云星云剑鱼座30复合体中心大质量星暴星团R136的逃逸大质量星抛射进行了理论研究。具体来说，我们调查的可能性非常大的恒星（VMS）VFTS 682是一个失控的成员R136。最近对上述VMS的观测，凭借其孤立的位置和温和的特殊运动，提出了一个基本问题，即孤立的大质量恒星形成是否确实可能。我们执行的第一个现实的N体计算的完全质量分离的R136型星团中，所有的大质量恒星在原始的二元系统。这些计算证实，从一个R136-like集群的VMS的动力学弹射，与运动学性质类似的VFTS 682，是常见的。因此，孤立的大质量恒星形成的猜想是不必要的，以说明这个VMS。我们的结果也与30 Dor 016的抛射相当一致，这是另一个疑似从R136逃逸的VMS。我们进一步注意到，在星团的演化过程中，大质量双星的合并产生了一些质量明显超过150太阳质量的标准上限的单个恒星。因此，在R136中观测到这样的单颗超正则恒星，并不意味着IMF的上限大大超过了最近提出的公认的正则150太阳质量的上限，它们与正则上限是一致的。
2011-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the true shape of the upper end of the stellar initial mass function: The case of R136
内容：恒星初始质量函数（IMF）的形状在其质量上限附近的星团是一个研究的焦点，因为它决定了高质量恒星的含量，因此在其嵌入阶段以及在其年轻的无气体阶段的集群的动力学。然而，由于大质量恒星的动力学抛射，一个年轻星团的大质量恒星含量可能会发生很大的变化，因此现在的大质量恒星质量函数（以下简称MF）可能与星团诞生时的质量函数不同。目的：在目前的研究中，我们提供了一个初步的估计，这种演变的高质量IMF的一个年轻的集群，由于早期的大质量恒星的喷射，使用大麦云大质量，年轻的集群R136作为一个例子。研究方法：为此，我们利用Banerjee，Kroupa & Oh（2012）的最先进计算结果，包括R136的现实，二进制丰富，质量分离模型的直接N体计算。特别是，这些计算提供了作为恒星质量的函数的恒星的喷射分数。结果如下：我们发现，如果测量的IMF的R136被授予是典型的，观察表明，那么“真正的”高质量的IMF的R136在其诞生时必须至少适度头重脚轻时，校正的大质量恒星的动力学逃逸。结论：真正的高质量IMF的头重脚轻超过观测确定的头重脚轻是大质量年轻星团的一个普遍特征，在那里大质量恒星的动力学抛射是有效的。我们讨论其影响和可能的改进，我们目前的估计。
2012-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ejection and Capture Dynamics in Restricted Three-Body Encounters
我们研究了潮汐中断的双星的大规模质点质量（例如，在银河系中心的黑洞），我们讨论了如何喷射和捕获之间的偏好不等质量的二进制成员取决于轨道，他们接近大质量的对象。我们表明，限制性三体近似提供了一个简单而清晰的动力学描述。质量为m的双星围绕质量为m的物体的轨道应该是带偏心率的近似抛物线|1-E| <（m/M）^{1/3} << 1表示一个成员被捕获，而另一个成员被弹出。事实上，抛物线轨道的成员的能量变化可以用来描述非抛物线的情况。如果一个双星的相遇速度远大于双星自转速度的（M/m）^{1/3}倍，那么它会突然被破坏，而相遇时的能量变化可以用一个简单的破坏模型来计算。我们评估的概率分布的弹射和捕获的圆形二进制成员和最终的能量。原则上，对于任何双曲（椭圆）轨道，较重的成员有更多的机会被弹出（捕获），因为它携带了更大比例的轨道能量。然而，如果轨道能量接近于零，两个成员之间的差异就变小了，实际上没有弹射和捕获偏好。当轨道能量与相遇时的典型能量变化相当时，这种偏好变得很重要。我们讨论它的影响，超高速恒星和不规则卫星周围的巨行星。
2012-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The properties of dynamically ejected runaway and hyper-runaway stars
逃逸星是被观测到的具有大的特殊速度的恒星。两种机制被认为有助于逃逸恒星的喷射，都涉及双星（或更高的多重性）。在双星超新星的情况下，当它的大质量双星伴星爆炸成超新星（SN）时，逃逸恒星获得了它的速度。在另一种动力学抛射方案中，逃逸恒星是通过恒星和致密星团或星团核心中的双星之间的引力相互作用形成的。在这里，我们研究弹射情景。我们利用大量的N体模拟的大质量集群，以及分析参数，为了表征预期的逃逸恒星的喷射速度分布。我们发现，最快逃逸粒子（>~80 km/s^-1）的抛射速度分布取决于星系团中双星的分布，这与我们的解析玩具模型相一致，而速度较低的逃逸粒子的分布似乎与双星的性质无关。对于二元分离的实际对数常数分布，我们发现速度分布遵循一个简单的幂律;对于高速逃逸，Gamma（v）的变化类似于v^（-8/3），对于低速逃逸，则类似于v^（-3/2）。我们计算总的预期弹射率失控的恒星从我们的模拟大质量的集群，并探讨其质量函数和他们的二元性。逃逸恒星的质量函数偏向于高质量，并且强烈依赖于它们的速度。逃逸双星的双星数是其抛射速度的递减函数，预计不会有速度大于150 km/s的双星被抛射出来。我们还发现，速度高达数百km·s^-1的超逃逸恒星可以从星团中动态地弹射出来，但速度非常低，这并不能解释观测到的星系晕中超高速恒星的数量。
2012-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
这篇文章集中在一个罕见的后红超巨星的例子，IRAS 17163-3907，煎蛋星云的中心恒星。特别是，我们详细讨论了我们最近发表的一些结果。内部的拱星环境的这一演变的大质量恒星探测在毫角秒分辨率VLTI的重力仪器在K波段（2 $μ$米），而更大的，角秒，规模的探测由VISIR衍射限制图像约10 $μ$米，补充了一个完整的光谱能量分布。光谱干涉数据覆盖重要的诊断线（溴$γ$，钠我），我们能够在空间上限制。无论是存在和大小的Na我双重发射一直是传统上具有挑战性的解释对其他对象的这一类。在这项研究中，我们表明，一个两区模型在本地热平衡可以重现所观察到的大小和强度的K波段中观察到的发射线，而不需要一个伪光球。此外，我们还发现了第三个热内壳存在的证据，并证明该恒星在过去的一个世纪中至少经历了三次质量损失事件。为了解释所观察到的非稳态质量损失的性质，我们探索了脉冲驱动和线驱动的质量损失，并引入双稳态跳跃作为一种可能的潜在机制来解释向黄超巨星的质量损失。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc fragmentation. II. Ejection of low mass Free Floating Planets from growing binary systems
University of Leicester（莱斯特大学）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, Université Paul Sabatier, CNES（法国图卢兹大学/国家科学研究中心/保罗·萨巴蒂尔大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
本文提出，盘碎片化过程可解释从成长中的双星系统中抛出大量低质量自由漂浮行星，并通过模拟验证了高抛出效率。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Outflows Driven by Magnetic Effects in Star Forming Clouds with High Mass Accretion Rates
利用三维磁流体动力学模拟研究了星周盘的质量吸积速率与磁驱动风的质量喷射速率之间的关系。使用一个具有不同的热能与引力能之比的球形云核来定义初始条件，它决定了物质在圆盘上的吸积速率，然后计算了几个云核在原恒星形成后大约10^4年的外流传播。只有当初始云核的磁能与引力能相当时，质量抛射率和吸积率才具有可比性。因此，在强磁性的云中，更高的质量吸积率自然会产生大质量的原恒星和大质量的外流。模拟的外流质量、动量、动能和动量通量与观测结果吻合良好，表明大质量恒星的形成机制与低质量恒星相同，但需要非常强的磁场来发射大质量外流。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Escape from the Bermuda cluster: orphanization by multiple stellar ejections
上下文年轻的星团中的动力学相互作用可以在生命早期喷射出大质量恒星，并显着改变它们的质量函数。如果所有最大质量的恒星都消失了，我们就只剩下一个孤儿星团。目标。我们研究了百慕大星团（Villafranca O-014 NW），北美最重要的年轻恒星群和鹈鹕星云，以及可能从它喷出的大质量恒星，以测试它是否已经成为孤儿。方法.我们使用盖亚EDR 3的恒星松弛和自行搜索在北美和鹈鹕星云附近的步行/失控的恒星。候选者被光谱学和光度学分析，以评估它们的性质，并及时追踪它们的轨迹，以确定它们何时离开百慕大星团。结果我们检测到三个弹射事件（Bajamar，多伦多，HD 201 795事件），驱逐5，2，和2个系统，分别或6，3，和3星，如果我们算上光谱/食双星的各个组件。这些事件分别发生在1.611 $\pm$ 0.011 Ma、1.496 $\pm$ 0.044 Ma和1.905 $\pm$ 0.037 Ma前，但我们的分析与前两者同时发生的情况略有一致。我们检测到弓冲击WISE图像与四个弹出系统。结合这三个事件，百慕大星团已经失去了超过200 M_Sol，包括它的三颗最大质量的恒星，所以它可以被认为是一个孤儿星团。一个结果是，集群的PDMF已经从其头重脚轻的初始值从根本上改变到一个兼容的Kroupa样功能。另一个原因是星团目前正在以一个与抛射事件一致的动力学时间尺度膨胀。百慕大星团在数百万年甚至1…
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: Observational evidence for two distinct populations of massive runaway stars in 30 Doradus
对于大质量逃逸恒星的起源，人们提出了两种主要的假设--在第一次核心坍缩时从双星系统中动态喷射或释放--但它们的相对贡献仍然存在争议。使用两个大的光谱运动对大质量的恒星在30剑鱼座，我们的目标是提供观测约束的性质的O型失控的人口在最大规模的活跃的恒星形成区域的本地组。我们使用RV测量的O-型恒星的人口在30剑鱼座获得的VLT火焰狼蛛调查和狼蛛大规模的二元监测，以确定单一和二元O-型失控。我们讨论了它们的旋转特性，并定性地将观测结果与喷射场景的预期进行了比较。我们确定了23个单一的和一个二元O型失控对象，其中大部分是在30剑鱼座的主要恒星形成区域之外。我们在逃逸星群中发现了大量的快速旋转星（vsini > 200 km/s），这为剑鱼座30星场中大量的快速旋转星提供了一个解释。考虑到投影的自转速率和逃逸的视线速度，我们发现明显没有快速旋转（vsini > 210 k/ms）和快速移动（v_{los} > 60 km/s）的逃逸星，并认为存在两种不同的逃逸星：一种是快速旋转但缓慢移动的逃逸星，另一种是快速移动但缓慢旋转的逃逸星。在我们的样品中，这些物质的检出率接近2：1。我们认为，缓慢移动，但快速旋转失控的结果从二进制喷射，而快速移动，但缓慢旋转失控可能会导致动力学喷射。鉴于检测偏差将更强烈地影响缓慢移动的人口，我们的研究结果表明，二进制进化的情况下，占主导地位的30剑鱼目前大规模失控的…
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypervelocity stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radioactive and kinematic tracers of feedback from massive stars
年轻恒星喷出物与星际介质的混合是恒星形成与星系演化相互作用的重要过程。放射性同位素$^{26}$ Al提供了一个了解这些过程的独特窗口，它的$γ$ -射线衰变线在1.8 MeV。它的平均寿命为$\sim$ 100万年，是大质量恒星核合成的长期示踪物。我们的人口合成代码模型的喷射$^{26}$铝，连同$^{60}$铁，动能和紫外辐射的人口的大质量恒星。我们已经应用该代码来研究附近的猎户座地区和更大规模的船底座地区，并发现与观测约束很好的协议。
2011-11-07 astro-ph.GA
Clouds of Theseus: long-lived molecular clouds are composed of short-lived H2 molecules
我们使用被动气体示踪粒子在一个矮螺旋星系的Arepo模拟恒星形成的气体包裹和他们的H2分子的演变，他们的主机巨型分子云的拉格朗日演化。我们发现，H2的中位化学寿命仅为400万年，独立于其宿主分子云的寿命，其可能从1到9000万年不等，星系中所有恒星形成的相当一部分发生在相对长寿的云。早期的恒星反馈导致气体从年轻的大质量恒星周围快速喷射，这是造成H2存活时间短的原因，降低了周围气体的密度，因此它的H2分子被星际辐射场解离。这种从H2主导状态的气体喷射被来自银河系环境的新气体的不断吸积所平衡，构成了分子云演化的“竞争模型”。气体喷射的速率与分子云的质量成正比，因此云的寿命取决于吸积速率，在寿命最长的云中，吸积速率可能高达4 x 10^4 Msol/Myr。因此，我们的研究结果解决了观测年轻大质量恒星周围快速气体喷射和观测星系中长寿分子云之间的冲突，这些分子云通常存活数十万年。我们发现，最快的吸积，最长的寿命，最高质量的云驱动超新星集群的子云规模，这反过来又是一个关键的驱动程序的星系外流。
2023-01-24 astro-ph.GA
Metal Mixing and Ejection in Dwarf Galaxies is Dependent on Nucleosynthetic Source
使用一个孤立的矮星系的高分辨率模拟，占多通道的恒星反馈和化学演化的恒星逐星的基础上，我们调查如何分布在我们的多相星际介质（ISM）和我们的银河系喷射的星系风的15种金属。我们首次证明了ISM中单个金属物种的质量分数概率分布函数（PDF）可以很好地描述为分段对数正态分布和幂律分布。PDF属性在每个ISM阶段都不同。热气体主要是最近的富集，具有显着的幂律尾部高金属馏分，而冷气体主要是对数正态分布。此外，由渐近巨分支（AGB）风富集为主的元素（如N和Ba）的混合效率低于由超新星富集为主的元素（如$α$元素和Fe）。这一结果是由源能量和源位置的差异驱动的，特别是与大质量恒星相比，AGB星将物质喷射到冷气体中的机会更高。几乎所有产生的金属都从星系中喷射出来（只有4%被保留下来），但超过20%的由AGB富集的金属被保留下来。因此，在矮星系中，主要通过AGB风合成的元素应该比核心坍缩或Ia型超新星中合成的元素更丰富，而且分布更广。我们讨论了这些结果的观测影响，其潜在的用途，在开发改进的银河系化学演化模型，其推广到更大的星系。
2018-11-07 astro-ph.GA
Generation of massive stellar black holes by rapid gas accretion in primordial dense clusters
超新星理论认为，恒星起源的黑洞不可能单独达到50-135太阳质量的质量。我们在这里认为，这个质量差距是填补了黑洞，增长的气体吸积在致密的星团，如原球状星团。在星系团生命的前10百万年，在残余气体耗尽之前，吸积进行得很快。我们预言，质量间隙内的黑洞双星可以被LIGO观测到。
2019-12-23 astro-ph.GA
HD271791: dynamical versus binary-supernova ejection scenario
超高速（530-920 km/s）早期B型星HD 271791的大气富含$α$过程元素，表明该星是大质量致密双星系统的前次级组分，其表面在主星超新星爆炸后被核合成产物污染。有人提出，（不对称的）超新星爆炸解除了星系的束缚，而第二颗恒星（HD 271791）以银河系自转方向的轨道速度被释放出来。在这封信中，我们表明，在双星-超新星的框架内解释HD 271791的银河系静止坐标系速度，超新星爆炸的恒星残骸（一个$\la$ 10 Msun黑洞）应该得到一个不切实际的大反冲速度$\geq$ 750-1200 km/s$。因此，我们认为双星超新星的情况是非常不可能的，而是提出HD 271791在母星团致密核心的强烈动力学三体或四体相遇过程中达到了其特有的速度。我们的建议意味着，在相遇的那一刻，HD271791是一个巨大的后超新星双星的成员。
2009-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling UV Radiation Feedback from Massive Stars: II. Dispersal of Star-Forming Giant Molecular Clouds by Photoionization and Radiation Pressure
来自年轻大质量恒星的紫外辐射反馈通过光蒸发和喷射周围的气体在巨分子云的演化中起着关键作用。我们进行了一套辐射流体动力学模拟的星团形成的边缘约束，湍流GMC，专注于调节净恒星形成效率（SFE）和云寿命的光电离和辐射压力的影响。我们发现，净SFE主要取决于初始气体的表面密度，$Σ_0$，使SFE从4%增加到51%，$Σ_0$从$13\,M_{\odot}\,{\rm pc}^{-2}$增加到$1300\,M_{\odot}\,{\rm pc}^{-2}$。辐射反馈开始后，在$2$ - $10\,{\rm Myr}$内或在$0.6$ - $4.1$自由落体时间内（随$Σ_0$增加）发生云破坏。光蒸发在大质量低表面密度云的质量损失中占主导地位，但由于大多数光子在电离边界的斯特伦格伦体积中被吸收，因此光蒸发气体分数与SFE的平方根成正比。测量的动量注入由于热和辐射压力的力量是成比例的$Σ_0^{-0.74}$，和中性的喷射大大有助于低质量和/或高表面密度云的破坏。我们提出了半解析模型介导的光蒸发和动态质量喷射的云扩散，并表明，预测的净SFE和质量损失效率是一致的，我们的数值模拟的结果。
2018-04-12 astro-ph.GA
The expansion of massive young star clusters - observation meets theory
大多数恒星都是星团的一部分。银河系中质量最大的星团分为两组--松散和紧凑的星团--在恒星形成过程的最后，它们的大小有很大的不同。在它们形成之后，这两种类型的集群在最初的2000万年内扩展到10-20倍。在恒星形成过程结束时的气体排出通常被认为是唯一可能导致这种膨胀的过程，我们通过直接比较数值模型和观测到的集中在质量>10^3 M（太阳）的星系团来研究气体排出的影响。对于这些集群的初始条件，气体驱逐，集群的发展特征，其依赖于集群质量，和恒星形成效率（SFE）进行了研究。我们进行N体模拟气体排出后的集群膨胀过程，并与观测结果进行比较。我们发现，所观察到的松散和紧凑的大质量星系团的膨胀过程是由完全不同的物理过程驱动的。正如预期的那样，松散的大质量星系团的膨胀主要是由约30%的低SFE导致的气体损失驱动的。一个新的发现是，所有观测到的这组大质量星系团在膨胀开始时似乎都有非常相似的1-3 pc大小。它表明，紧凑的集群有一个更高的有效的超临界流体萃取60-70%，并作为一个结果少得多的气体排出的影响。它们的膨胀主要是由星系团成员之间的相互作用引起的恒星喷射驱动的。喷射在推动星系团扩张方面如此有效的原因是，它们主要发生在星系团中心，并且持续很长一段时间。因此，在最初的1000万年里，松散星团和紧凑星团的内部动力学有着根本的不同。
2013-09-02 astro-ph.GA
Discs and outflows in the early phases of massive star formation: influence of magnetic fields and ambipolar diffusion
我们研究质量吸积和喷射附近的大质量恒星形成的核心，使用高分辨率（5金）的三维AMR数值模拟。我们研究了外流起源的机制，并讨论了大质量原恒星周围形成的盘的性质。我们包括原恒星辐射反馈通过PMS演化轨道和磁双极扩散。我们研究了3种不同的情况：纯流体力学，理想MHD，和双极扩散。在电阻模型中，我们研究了初始磁场振幅和自转对大质量原恒星系统性质的影响。我们使用简单的标准，以确定外流和光盘的材料，并遵循其演变的中心恒星吸积质量高达20太阳质量。当引入磁场时，外流是完全不同的，因此磁场过程是外流的主要驱动力，直到恒星质量达到20太阳质量。光盘属性取决于所包含的物理特性。在理想运行和电阻运行中形成的盘在等离子体β和磁场拓扑方面显示出相反的性质。虽然在理想情况下的磁盘是由磁压力和环形磁场为主，在电阻运行中形成的一个是由热压力为主，并具有基本上垂直的磁场在内部区域（R<200 au）。我们发现，磁过程主导了大质量原恒星系统（<20太阳质量）的早期演化，并塑造了吸积/抛射以及盘的形成。双极扩散主要在盘尺度上起作用并调节其性质。我们发现的外流和光盘的属性是让人想起低质量的恒星形成，这表明在年轻的大质量和低质量的原恒星的吸积和喷射是由相同的物理过程在早期阶段。
2021-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shedding Light on the Isolation of Luminous Blue Variables
在大质量恒星演化的标准观点中，亮蓝变星（LBV）是介于最大质量O型星和沃尔夫-拉叶星（WR）之间的过渡天体。这些恒星的寿命都很短，它们应该彼此靠近。最近对大麦云云（LMC）中LBV的研究发现，LBV比O型星或WR更加孤立，其分布介于WR和红超巨星（RSG）之间。一项类似的研究，使用更有限的LBV样本，得出了相反的结论。这两项研究都依赖于到最近的光谱识别的O型星的距离来定义隔离程度。然而，我们对大麦哲伦星系光谱学内容的了解是相当不完整的。在这里，我们使用仔细定义的光度标准来重新审视这个问题，以选择最大质量的未演化恒星（“亮蓝星”或BBS），使用LMC，M31和M33的空间完整的光度表。我们的研究发现，LBV并不比BBS或WR更孤立。无论我们采用哪种LBV样本，这一结果都成立。统计检验表明，我们可以排除与RSG具有相同分布的LBV，它们的隔离度约为RSG的2倍。我们证明了我们的结果使用第二近邻的鲁棒性。此外，LMC中的大多数LBV被发现在OB协会中或附近，如BBS和WR; RSG不是。因此，我们得出结论，LBV的空间分布与大质量恒星演化的标准图像是一致的。
2019-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dramatic infrared variability of WISE J1810-3305: catching early dust ejection during the thermal pulse of an AGB star?
我们提出了一个源的宽带红外测光特性类似樱井的对象的发现。WISE J180956.27-330500.2（以下简称J1810-3305）显示非常红的WISE颜色，但显示非常蓝的2 MASS [K]与WISE [W1（3.4微米）]颜色。它在IRAS时代是不可见的，但现在有12微米的通量，远高于IRAS点源目录的检测极限。历史上的光学照相底片以及多时期AKARI中红外测量也有变化的迹象。宽带红外光谱能量分布，后IRAS增亮和多波长可变性都是樱井的对象所共有的特征-一个后渐近巨星分支（后AGB）恒星，经历了后期的热脉冲，最近喷出了大量的尘埃，目前正在膨胀和冷却。光学祖先的颜色表明，J1810-3305可能是晚期光谱类。它的戏剧性的红外增亮，并检测到一个晚型光学对应物是一致的情况下，我们已经抓住了一个极其巨大的尘埃喷射事件（在1998年或不久之前）在热脉冲的AGB星，从而提供了一个独特的机会，观察恒星演化在这一阶段。J1810-3305是整个WISE初步数据发布中唯一具有类似红外SED和可变性的源，强调了此类源的稀有性。确认其性质是非常重要的。
2012-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Energetic feedback and $^{26}$Al from massive stars and their supernovae in the Carina region
我们研究了船底座区域的大质量恒星的种群及其能量反馈和$^{26}$ Al的喷射。我们对船底座星云几度范围内的年轻星团中的恒星星族进行了普查。对于每颗恒星，我们根据光谱类型和主星系团年龄估计了质量。我们用布居合成方法计算了大质量恒星及其超新星爆炸风中$^{26}$ Al的能量反馈和抛射。我们使用7年的INTEGRAL观测来测量该地区的$^{26}$ Al信号。积分$^{26}$ Al信号不显著，最佳拟合值约为1.5 e-5 ph/cm^2/s，约为康普顿伽马射线天文台（CGRO）公布结果的一半，但与CGRO最新估计一致。我们对年轻星团中的恒星星族的分析导致了预期信号为观测值的一半，但结果在2 σ内是一致的。我们发现，在沃尔夫-拉叶风中喷出的$^{26}$铝的分数是高的，所观察到的信号是不太可能造成的$^{26}$铝在超新星单独喷出，表明一个强大的风喷出的$^{26}$铝。由于缺乏突出的O型星，年龄$\gtrsim$ 10百万年的地区往往被忽视的OB协会的研究。我们发现，在船底座地区，这样的集群贡献显着的恒星质量和该地区的能量。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Fate of Binary Stars Hosting Planets upon Interaction with Sgr A* Black hole
我们的银河系中心有一个非常大的物体，通常被称为超大质量黑洞Sgr A*。它的引力潮汐场是如此强烈，以至于可以剥离经过它附近的双星，并将双星的一个组成部分加速为超高速星（HVS），并将另一颗恒星作为S星。考虑到已知许多双星系统都有行星存在，本文旨在拓宽双星及其行星系统与Sgr A* 大质量天体密切相互作用的研究。结果是通过高精度的$N-$体代码，包括后牛顿近似。我们量化了与Sgr A* 相互作用后恒星和行星被捕获和弹射的可能性，发现其周围被捕获的恒星比例约为行星的三倍（~ 49.4%对~14.5%），超高速行星（HVP）弹射的比例约为HVS的两倍（~21.7%对~9.0%）。观测对应物的实际可能性值得进一步研究。
2020-06-02 astro-ph.GA
Black Holes In Young Stellar Clusters
我们提出的理论模型恒星黑洞（BH）的性质在年轻的，大质量的星团。使用Monte Carlo恒星动力学代码，我们模拟现实的星团与$N\simeq 5\times10^5$恒星和显着的二进制分数（高达50%）与恒星动力学和恒星演化的自洽处理。我们计算各种代表性的年龄，集群参数和金属丰度的单和二元BH的形成率和特性。由于动力学相互作用和超新星（SN）的反冲，与双星中的BH相比，更多的单个BH最终保留在星团中。我们还发现，从一个集群的BH弹射是一个强的函数的初始密度。在低密度的集群（动力学效应可以忽略不计），它主要是SN踢，从集群中弹出BH，而在高密度的集群（初始中心密度$ρ_c(0) \sim 10^5 \, M_\odot\, {\rm pc}^{-3} $在我们的模型）的BH喷射率显着增强的动力学。稠密星团中双星系统的动力学相互作用也会改变轨道周期和偏心率分布，同时也增加了黑洞拥有更大质量伴星的概率。
2013-09-14 astro-ph.GA
Disc fragmentation. I. Ejection of Jupiter-mass Free Floating Planets from growing binary systems
研究通过盘碎裂机制解释木星质量自由漂浮行星的形成与抛出，指出其比核心吸积机制更早形成、以更低速度被抛出，并可能保留行星周围盘。
2025-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for stars ejected from the Galactic Centre in DESI
本研究利用DESI首次数据发布搜寻银河系中心抛射的低速恒星，虽未探测到目标，但给出了不依赖模型的过去约50亿年恒星抛射率上限，可用于约束各类抛射模型。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Repeated mergers and ejection of black holes within nuclear star clusters
目前的恒星演化模型预测，质量为$\gtrsim 50$ M $_\odot$和$\lesssim 5$ M $_\odot$的黑洞（BH）非常缺乏，而中等质量的黑洞（IMBHs; $\sim10^2- 10^5$ M $_\odot$）还没有被探测到。形成大质量黑洞的一种自然方式是通过反复合并，通过当前的LIGO/Virgo或未来的LISA和ET观测，通过引力波发射可以检测到。核星团（NSC）具有足够高的质量和密度，可以保留大部分合并产物，这些产物在合并时获得反冲。我们探讨的可能性，IMBHs可能是出生的NSC的重复合并的结果，并显示它们的形成途径取决于NSC的质量和密度，BH自旋分布。我们发现，BH的对不稳定的质量间隙中可以形成和观察到的LIGO/Virgo，并表明，典型的质量的喷射大量BH是$400$ - $500$ M $_\odot$，与速度高达几千公里秒$^{-1}$。最终，这些IMBH中的一些可能成为超大质量黑洞的种子，今天在星系中心观察到。在矮星系中，他们可以通过合理的反馈方案解决丰度，核心尖点，太大而不能倒，超微弱和重子分数问题。
2020-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Explosive ejections generated by gravitational interactions
在分子云的碎裂和坍缩过程中，预计（原）恒星物体之间会有近距离接触，这可能导致它们中的一小部分作为逃逸物体喷射出来。然而，这种遭遇的持续时间和后果可能很小，以至于没有直接证据表明它们的发生。作为一个第一近似，在这项工作中，我们分析了一个大质量的物体，以高速移动到一个可以忽略不计的质量粒子与初始数密度分布$\propto R^{-α}$集群的相互作用。发现碰撞后的逃逸条件与星体的质量、速度以及粒子对星体的碰撞参量有关。然后，星系团粒子被外部接近的恒星引力加速，破坏星系团，粒子的分散和速度具有爆炸性特征。我们比较了这个分析模型与几个数值模拟，最后，我们将我们的结果应用到猎户座BN/KL区域的猎户座手指，这表明爆炸性的外流，可能会引发几个（原）恒星物体的引力相互作用。
2021-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia and HST astrometry of the very massive $\sim$150 $M_\odot$ candidate runaway star VFTS682
超大质量恒星是如何形成的在天体物理学中仍然是一个悬而未决的问题。VFTS682是已知质量最大的恒星之一，初始质量为$\sim$ 150 $M_\odot$。它位于剑鱼座30号，距离中央星团R136的投影距离为29 pc。它的明显孤立导致了两种假设：要么它是在相对孤立的情况下形成的，要么它是从集群中动态弹出的。我们调查的VFTS682的盖亚和哈勃太空望远镜天体测量获得的运动学。我们推导出相对于$38 \pm 17 \mathrm{km \ s^{-1}}$簇的投影速度（1个$σ$置信区间）。虽然误差条很大，但两个独立的测量表明VFTS682是从中央星团中喷射出来的逃逸物。这一假设得到了各种间接线索的进一步支持。已知中央星团中有其他恒星质量超过150 $M_\odot$，光谱类型相似，最近对VFTS16和VFTS72的天体测量研究提供了直接证据，表明该星团可以喷射出一些质量最大的成员，与理论预测一致。如果未来的数据证实了逃逸的性质，这将使VFTS682成为迄今为止已知的最大的逃逸恒星。
2018-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A ring-shaped starburst as a galactic wind-generating mechanism: Morphology, emission, and mass ejection
本研究针对星系核区环形星暴现象，以NGC 253为对象，用AMRVAC模拟不同垂直位置环形星暴的星系风，揭示其复杂风结构、Hα纤维形成及位置对质量通量的短时不对称影响，为理解星系风机制提供支撑。
2025-11-12 astro-ph.GA
An O2If* star found in isolation in the backyard of NGC 3603
在这封信中，我们通报了银河系一颗新的O2 If * 恒星（MTT 68）的发现，该恒星被隔离在距离恒星爆发星系团NGC 3603中心3秒差距的投影线性距离处。根据它的光学光度测量，我计算出它的热光度M_Bol =-10.7，相当于恒星的总光度为1.5 x 10^{6} L_Sun。发现MTT 68和众所周知的多系统HD 93129之间有一个有趣的相似性。从哈勃空间望远镜F656 N拍摄的NGC 3603视场的图像中发现，MTT 68实际上是一个角距为0.38角秒的目视双星系统，对应于投影（最小）线性距离r_（A-B）= 1.4 x 10^{-2} pc。这一数值与HD 93129 A（O ~ 2 If ~*）和HD 93129 B（O ~ 3.5）对的数值相似，r_（A-B）= 3.0 × 10 ~（-2）pc。另一方面，HD 93129 A还有第三个更近的同伴，名为HD 93129 Ab（O3.5）仅为0.053角秒，并考虑到MTT 68系统的X射线与总恒星光度之比（L_X/L_Bol 10^{-5}）比单颗恒星的标准值高出两个数量级，我怀疑MTT 68系统可能拥有另一个HST存档图像没有解决的大规模同伴。
2013-07-26 astro-ph.GA
Massive stars in the hinterland of the young cluster, Westerlund 2
关于大质量恒星的形成和分布，一个悬而未决的问题是，它们是否一定是在大质量星团中诞生的，如果在密度较低的环境中发现，它们是否一定是迁移到那里的。随着广域数字光度测量的出现，现在可以在没有偏见的情况下识别远离突出星系团的大质量恒星。在这项研究中，我们考虑了Mohr-Smith et al（2017）在年轻的大质量星团Westerlund 2周围发现的40颗候选OB星：它们位于一个1.5x1.5平方度的盒子内，并根据它们的折射率和K星等进行选择。我们目前的VLT/X-射手光谱的两个最热的O型星，分别为11和22弧分从中心的Westerlund 2。它们被确认为O 4V恒星，质量可能超过40 Msun。它们相对于Westerlund 2中的非二元参考天体MSP 182的径向速度分别为-29.4 +/- 1.7和-14.4 +/- 2.2 km/s。使用盖亚DR 2自行，我们发现在所研究的区域（包括两个VLT目标，加上WR 20 c和WR 20 aa）中，有8到11颗早期O/WR星可能在过去的100万年中从韦斯特伦德2中喷出。这代表了高达25%的双星弹射效率。在天空中，这些恒星的位置和自行呈近南北向排列。我们讨论的可能性，这些结果是一个后果，事先子集群合并结合动力学喷射。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Velocity limits in the thermonuclear supernova ejection scenario for hypervelocity stars and the origin of US 708
超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一类以足够高的速度运动的恒星，其引力与银河系无关。从其中一个组成部分经历热核超新星（SN）的近距离双星系统中喷出已经成为这类最小质量样本的有希望的候选产生机制。本研究提出了一个彻底的理论分析候选人的热核SNe祖系统在单一的简并氦施主的情况下，在相关的参数空间，导致喷射的HVS。的主要目标是调查，以前不清楚，喷出的组件的速度谱的特性。给出了用MESA框架计算的390个双星模型序列的结果，研究了由富氦热亚矮星和吸积白矮星组成的超新星祖先的演化。然后将结果与观察对象US 708的理想化运动学分析相关联。可以看出，喷射速度谱在$0.19~M_\odot < M_{HVS} < 0.25~M_\odot$范围内达到最大值。根据当地的银河势，所有低于$0.4~\text{M}_\odot$的施主都有望成为HVS。该通道能够解释逃逸速度高达$\sim1150~\text{km s}^{-1}$与一个Ekrasekhar质量吸积物，超过$1200~\text{km s}^{-1}$，如果考虑到超Ekrasekhar质量爆炸。据发现，先前假设的质量$0.3~M_\odot$为US 708，结合最近获得的自行，有利于亚克拉塞卡质量爆炸与终端WD质量之间的$1.1~M_\odot$和$1.2~M_\odot$。明确的喷射速度最大值的存在提供了…
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter
利用斯皮策太空望远镜的档案数据，我们在年轻的大质量星团NGC 3603附近发现了一颗产生弓形激波的恒星。后续的双子南光谱分析将其归类为O 6 V。弓形激波的方向和到恒星的距离（基于其光谱类型）表明这颗恒星是从星团中被驱逐的，而星团的年轻年龄（约200万年）意味着驱逐是由星团核心的动力学少体相遇引起的。O 6 V恒星和最近发现的O2 If*/WN 6恒星（位于NGC 3603的对面）在天空中的相对位置使我们能够提出这两个物体通过相同的动力学事件被从星团中弹射出来-单个（O 6 V）恒星和大质量双星（现在的O2 If*/WN 6恒星）之间的三体相遇。如果我们的提议是正确的，那么我们可以用线动量守恒来“称量”O2 If*/WN 6星。假设O 6 V星的质量为30 Msun，我们发现在O2 If*/WN 6星的抛射时刻，其质量为175 Msun。此外，观测到的O2 If*/WN 6恒星（典型的单星）的X射线光度表明，这个最初的双星系统的组成部分已经合并（例如，由于遭遇硬化）。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Disruption of Inclined or Eccentric Binaries by Massive Black Holes
在银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近的双星，如Sgr A*，很容易受到潮汐破坏，并喷出一颗超高速恒星。我们研究这样的MBH和圆形双星一般的二进制方向和渗透深度（即二进制渗透到BH周围的潮汐半径）之间的相互作用。我们发现，对于非常深的穿透，所有的二进制被打乱时，二进制旋转轴大致朝向BH或它是在相反的方向。当双星自转轴与BH方向之间的夹角在π/4和3 π/4之间时，幸存的机会变得显著。当双星旋转轴垂直于BH方向时，存活机会高达$\sim$ 20 $\%$。对于非常浅的侵彻体，角度依赖性是相反的，在那里共面外侵彻体轨道具有最低的存活机会（或等效地最脆弱）。我们提供了数值拟合的破坏概率和能量增益在BH遇到作为穿透深度的函数。后者可以简单地重新换算的二进制质量，他们的初始分离和二进制BH的质量比，以评估在各种系统中的一个二进制成员的喷射速度。我们还调查了共面，偏心双星的MBH中断。结果表明，对于高偏心双星逆行轨道有一个显着增加的破坏概率和弹射速度相比，圆形双星。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Precise physical and kinematical parameters of massive eclipsing binaries in the Small Magellanic Cloud
Ege University（艾登大学）；Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Akdeniz University（安塔利亚大学）
本研究通过分析小麦哲伦云中八颗食双星，结合运动学与物理参数交叉验证，旨在识别孤立大质量双星并用作星团距离和年龄的标准烛光。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of the hypervelocity runaway star HD271791
我们讨论了逃逸的早期B型星HD 271791的起源，并表明它的极高的速度（\simeq 530-920 km/s）不能在双星-超新星抛射的框架内解释。相反，我们认为HD 271791达到其特殊的速度在两个硬质量双星之间的强大动力学遭遇过程中，或通过硬质量双星和一个非常大质量的恒星之间的交换遭遇，通过普通的大质量恒星在年轻的大质量星团的致密核心失控合并形成。
2009-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Formation of Runaway Stars BN and x in the Orion Nebula Cluster
我们探讨的方案，从源我在Kleinmann-Low星云的猎户座星云星团（ONC），这是重要的是最近的区域大质量恒星形成的恒星BN和X的动态弹射。这种喷射会导致源I变成一个近距离双星或两颗恒星合并的产物。因此，我们认为二进制二进制遇到的机制，以产生这一事件。通过运行一个大型的$N$ -身体模拟套件，我们发现，当使用参与者通常采用的质量时，几乎不可能匹配观察结果，特别是$7\:{\rm{M}}_\odot$的源I质量。重现事件的唯一方法是如果源I更大，即，$\sim20\:{\rm{M}}_\odot$。然而，即使在这种情况下，再现所观察到的系统的可能性也很低。我们讨论了这些结果的影响，了解这个重要的恒星形成区域。
2018-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
M17 MIR: A Massive Star is Forming via Episodic Mass Accretion
本研究利用ALMA CO观测发现M17 MIR具有结状双极外流，揭示其过去数百年经历多次成簇吸积爆发，支持大质量恒星通过盘引力不稳定触发的间歇吸积形成。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the supergiant B[e] star Wd1-9
大质量恒星的质量损失在它们的演化中起着关键作用，尽管精确的机制-辐射驱动风，脉冲喷射和/或二元相互作用-仍然不确定。在本文中，我们提出的ALMA线和连续观测的超巨星B[e]星Wd 1 -9，一个巨大的后主序星对象位于星爆集群韦斯特隆德1。我们发现它是天空中最亮的恒星点源之一，波长为毫米，发射（偶然发现）在H41 α无线电复合线。我们将这些特性归因于低速（约100 km/s）电离风，其极端质量损失率为6.4x10^-5（d/5 kpc）^1.5 Msol/yr。在它的外部是一个扩展的非球面喷射星云，这表明它在之前的阶段有显著的质量损失。综合分析，Wd 1 -9的毫米波性质与高亮度恒星源MWC 349 A的毫米波性质具有显著的相似性，我们认为它们是远离主序星演化的相互作用双星，并经历着快速的Case-A质量转移。因此，它们-以及更广泛的超巨星B[e]星-可能提供一个独特的窗口，以了解一个过程的物理学，该过程塑造了在双星系统中发现的约70%的大质量恒星的生命周期。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLBI multi-epoch water maser observations toward massive protostars
VLBI多历元水脉泽观测是研究与大质量原恒星早期演化相关现象的中心引擎附近气体的有力工具。本文总结了仙王座A和W75N大质量恒星形成区的主要观测结果。这些观测揭示了大质量物体演化最早阶段的意外现象（例如，不同大质量原恒星中的非准直“短寿命”脉冲喷射），并为研究大质量恒星形成的动态场景提供了新的见解（例如，在大质量天体Cep A HW 2中同时存在喷流和广角外流，类似于在低质量原恒星中观察到的情况）。此外，通过这些观测，有可能通过外流活动识别新的、以前看不见的高质量恒星形成中心。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue Monsters. Why are JWST super-early, massive galaxies so blue?
最近JWST尝试性地发现了一群超早期（红移$z> 10$）、相对质量（恒星质量$M_* = 10^{8-9} M_{\odot}$）和演化（金属丰度$Z \approx 0.1 Z_{\odot}$）的星系，但它们显示出蓝色（$β\simeq -2.6$）光谱和非常小的尘埃衰减（$A_{\rm V} \leq 0.02$），这对我们对这些系统的解释提出了挑战。为了解决这个难题，我们提出了两种解决方案，其中尘埃要么（a）由辐射压力喷出，要么（b）相对于紫外线发射区域隔离。我们澄清了这两种情况适用的条件，并表明，它们可以区分ALMA观测，如最近没有检测到的$88μm$尘埃连续GHZ 2（$z\simeq 12$）有利于尘埃喷射。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaia DR3 in 6D: The search for fast hypervelocity stars and constraints on the Galactic Centre environment
欧洲航天局盖亚卫星的第三次数据发布（DR 3）提供了$\sim 34$百万颗恒星样本的坐标、视差、自行和径向速度。我们使用组合的6维相空间信息来搜索超高速恒星（HVS），即由银河系中心发生的动力学过程加速的未绑定恒星。通过观察银河系中心坐标系中盖亚DR 3恒星的运动学，并将它们的轨道整合到银河系的势能中，我们没有发现任何HVS候选者的速度高于$700$ km s $^{-1}$，并且观测到的运动学很强。假设一个场景，其中恒星双星和大质量黑洞Sgr A $^*$之间的相互作用是负责从银河系中心的HVS喷射，我们推导出退化的限制HVS的喷射率和初始质量函数的斜率之间的双星在银河系中心。我们的研究结果表明，HVS弹射率是$\lesssim 8\times10^{-5}$年$^{-1}$假设萨尔皮特质量函数，这个上限变得越来越小的头重脚轻的质量分布。一个基准的HVS喷射率$10^{-4}$年$^{-1}$喜欢的质量函数斜率$\lesssim -2.35$，不赞成先前声称的头重脚轻的初始质量函数之间的恒星在银河系中心。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical vs Supernova Acceleration of OB Stars in the Small Magellanic Cloud
本研究利用 Gaia 自行运动和 RIOTS4 数据分析小麦哲伦云中大质量逃逸星的起源，发现动力学抛射机制比超新星机制占优2-3倍，并揭示了双星超新星踢出导致的两步加速的重要贡献。
2023-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Improved constraints on Galactic Centre ejection of hypervelocity stars based on novel search method
本文提出利用 Gaia 数据中 HVS 近径向轨迹推断距离和速度的新方法，筛选出 600 个候选体并开展后续观测，虽未发现新 HVS，但通过喷射模拟显著收紧了对银河系中心 HVS 喷射率的约束，并预测了 Gaia 中未束缚 HVS 的数量和性质。
2024-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
