We report on results of fully consistent N-body simulations of globular cluster models with N = 100 000 members containing neutron stars and black holes. Using the improved `algorithmic regularization' method of Hellstrom and Mikkola for compact subsystems, the new code NBODY7 enables for the first time general relativistic coalescence to be achieved for post-Newtonian terms and realistic parameters. Following an early stage of mass segregation, a few black holes form a small dense core which usually leads to the formation of one dominant binary. The subsequent evolution by dynamical shrinkage involves the competing processes of ejection and mergers by radiation energy loss. Unless the binary is ejected, long-lived triple systems often exhibit Kozai cycles with extremely high inner eccentricity (e > 0.999) which may terminate in coalescence at a few Schwarzschild radii. A characteristic feature is that ordinary stars as well as black holes and even BH binaries are ejected with high velocities. On the basis of the models studied so far, the results suggest a limited growth of a few remaining stellar mass black holes in globular clusters.
The possible role of stellar mergers for the formation of multiple stellar populations in globular clusters
迄今为止，基于恒星演化模型，讨论了球状星团（GC）中多恒星星族（MSP）形成的多种可能性，包括渐近巨星分支星、快速旋转主序星、超大质量主序星和质量转移的大质量双星。但是，自洽的，非常年轻的GC的动力学模拟通常不被考虑。在这项工作中，我们执行直接$N$体模拟这样的系统总质量高达$3.2\times10^5$ M $_\odot$，考虑到观测约束的原始双星性质，并讨论恒星合并驱动的双星恒星演化和动力学演化的GC。在富含双星的星团中，恒星合并的发生率显著提高，因此由合并驱动的喷射/风污染的气体形成的恒星将出现MSPs。因此，我们强调恒星合并可能是将MSP形成与星团动力学联系起来的重要过程，并且多个MSP形成通道可以自然地协同工作。这里研究的情况下，也考虑到可能的头重脚轻的国际货币基金组织，可能是特别相关的解释高质量分数的MSP（质量预算问题）和没有MSP的年轻和低质量的星团。
Hierarchical Triples vs. Globular Clusters: Binary black hole merger eccentricity distributions compete and evolve with redshift
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究所）；Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics, Cambridge（剑桥大学应用数学与理论物理系）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（卡弗里宇宙学剑桥研究所）；H.H. Wills Physics Laboratory（H.H.威尔斯物理实验室）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理学研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；Gravity Exploration Institute, School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院重力探索研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理系）；Adler Planetarium（阿德勒天文馆）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA), Northwestern University（西北大学天体物理跨学科探索与研究中心）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
Mass and rate of hierarchical black hole mergers in young, globular and nuclear star clusters
分级合并是双黑洞形成的一个显著特征。在这里，我们提出了一个快速的半解析方法来模拟核星团（NSC），球状星团（GC）和年轻星团（YSC）的层次合并。由于逃逸速度的不同，神经干细胞中的层级合并比GC和YSC中的层级合并更常见。分级BBH的质量分布强烈地依赖于第一代BBH的性质，例如它们的祖先的金属丰度。在我们的基准模型中，我们在NSC中形成质量高达$\sim{}10^3$ M $_\odot$的黑洞（BH），在GC和YSC中形成质量高达$\sim{}10^2$ M $_\odot$的黑洞。当逃逸速度超过100 km~s $^{-1}$时，NSC中允许形成质量为$>10^3$ M $_\odot$的黑洞.等级合并导致的对不稳定的质量间隙和中等质量的黑洞的形成，但只在贫金属的环境。在我们的模型中，局部BBH合并率范围为$\sim{}10$至$\sim{} 60$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$ ;神经干细胞中的分级BBH占$\sim{}10^{-2}- 0.2$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，具有$\sim{}10$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$的强上限。当我们的模型与第二个引力波瞬态目录比较时，我们发现多个形成通道有利于重现所观察到的BBH人口。
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）。
