Joint constraints on the field-cluster mixing fraction, common envelope efficiency, and globular cluster radii from a population of binary hole mergers via deep learning
最近发布的第二个引力波瞬态目录（GWTC-2）大大增加了已知的GW事件的数量，使紧凑型双星的形成模型受到前所未有的限制。一个紧迫的问题是了解来自不同形成通道的双星的比例，例如孤立场形成与致密星团中的动力学形成。在本文中，我们结合$\texttt{COSMIC}$二进制人口合成套件和$\texttt{CMC}$代码的球状星团演化创建一个混合模型的黑洞二元形成的形成方案下。这是第一次，这些代码体自洽地结合在一起，$\texttt{CMC}$本身采用$\texttt{COSMIC}$来跟踪恒星演化。然后，我们使用深度学习增强的分层贝叶斯分析来约束地层模型之间的混合分数$f$，同时约束$\texttt{COSMIC}$中假设的共同包络效率$α$和$\texttt{CMC}$中假设的初始集群维里半径$r_v$。在对孤立双星和球状星团演化的其他不确定性方面的特定假设下，我们报告了三个物理参数$(f,α,r_v)=(0.20^{+0.32}_{-0.18},2.26^{+2.65}_{-1.84},2.71^{+0.83}_{-1.17})$的中位数和$90\%$置信区间。这同时约束同意观察到的银河系中的球状星团的属性，是一个重要的第一步，在学习天体物理学的紧凑的二元形成GW的观测。
2020-11-06 astro-ph.HE gr-qc
SCATTER Common Envelope Formalism for Triples
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Centre for Astrophysics Research, Department of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire（赫特福德大学物理、天文与数学系天体物理学研究中心）
本文提出SCATTER形式用于计算三合星系统公共包层后的轨道分离，探讨其在引力波并合、Ia型超新星等高能现象中的应用。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A first-principle simulation of blast wave emergence at the photosphere of a neutron star merger
我们提出了第一个从头计算模拟辐射介导的冲击出现在光球的相对论外流。模拟使用我们的代码radshock耦合到随时间变化的辐射转移，用蒙特卡罗方法计算的流体动力学。利用该程序对中子星合并GW~170817产生的辐射冲击波进行了计算。先前有人提出，合并喷出了一个黑暗的，相对论膨胀的，同源的信封，然后信封内的爆炸产生了观察到的伽马射线暴GRB~ 170817 A。我们的模拟演示了冲击波如何产生辐射，因为它通过信封传播，接近光球，释放辐射，并崩溃，分裂成两个微观厚度的无碰撞冲击。我们发现产生的伽马射线暴的光变曲线和光谱演化与观测到的GRB~ 170817 A相似。
2020-12-03 astro-ph.HE
It has to be cool: on supergiant progenitors of binary black hole mergers from common-envelope evolution
大质量双星系统的共包络演化被认为是形成致密双星合并的最有希望的途径之一。在合并双黑洞（BBH）的情况下，基本CE阶段发生在第一个BH已经形成的阶段，伴星膨胀为超巨星。我们研究的BH双星与超巨星的同伴将通过进化和潜在的生存CE阶段。为此，我们计算信封结合能从详细的大质量恒星模型在不同的演化阶段和金属丰度。我们做了多个物理极端的假设，有利于更容易CE弹射，以及占传质稳定性标准的最新进展的选择。我们发现，即使是最乐观的假设，一个成功的CE弹射BH（也NS）双星是唯一可能的，如果捐助者是一个巨大的对流信封巨人，红超巨星（RSG）。换句话说，前CE祖先的BBH合并是BH双星与RSG同伴。我们发现，由于金属丰度对大质量巨星径向膨胀的影响，它对RSG的包络结构和结合能有间接但非常强烈的影响。我们的研究结果表明，人口合成模型的合并率可能被严重高估，特别是在低金属丰度。此外，观测到的亮度高于log（$L/L_{\odot}$）= 5.6-5.8的RSG的缺乏，对应于具有$M > 40 M_{\odot}$的恒星，使CE通道形成最大质量BBH合并的可行性受到质疑。这样的RSG要么由于非常短的寿命而逃避检测，要么它们不存在并且CE通道只能产生具有总质量$< 50 M_{\odot}$的BBH系统。我们讨论了另一种CE方案，其中一个部分的信封喷射之后，可能长期和稳定的质量转移的阶段。
2020-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Model of SN 1987A Based on the Slow Merger Scenario
即使经过30年的精心研究，我们仍然不知道SN 1987 A的祖先是如何进化的。为了解释不寻常的红蓝演化，以前的研究表明，在红巨星阶段，要么表面氦丰度的增加，要么包络质量是必要的。通常认为He的增强是由旋转混合引起的，而质量的增加是由二元合并引起的。因此，我们已经彻底调查了这些情况。所得到的结果是，旋转的单星模型不满足所有的观测约束，并单独的信封质量的增强并不能解释观测。在这里，我们考虑一个缓慢的合并的情况下，他的丰度和信封质量增强预计会发生。我们确实表明，大多数观测的限制，如红到蓝的演变，寿命，总质量，在HR图中的位置在崩溃，和化学异常是很好地再现的合并模型的14和9 M $_{\odot}$星。我们还讨论了合并方案中增加的信封自旋的影响。
2017-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosions Driven by the Coalescence of a Compact Object with the Core of a Massive-Star Companion Inside a Common Envelope: Circumstellar Properties, Light Curves, and Population Statistics
我们模拟了由黑洞或中子星与其伴星核心合并所驱动的爆炸。在进入共同包络阶段时，紧凑的物体可以一直螺旋到核心。同时释放的能量很可能会沉积到周围的公共外壳中，为合并驱动的爆炸提供动力。我们使用流体动力学模型的二进制合并模型的共同包络密度分布在合并的时间。我们发现了物质的环形轮廓，集中在双星的赤道平面上，并延伸到大质量恒星原始半径的许多倍。我们使用这种拱星材料（CSM）的球平均属性来估计从冲击波和CSM之间的相互作用产生的出射光变曲线。我们发现，典型的合并驱动的爆炸的亮度高达三个幅度CSM相互作用。从人口合成模型，我们发现，最明亮的合并驱动的爆炸，$M_V \sim -18$到$-19$，是那些涉及黑洞，因为他们有最大的质量和扩展CSM。黑洞合并事件也很常见;它们占所有合并驱动爆炸的50%左右，占核心坍缩率的0.3%左右。合并驱动的爆炸提供了一个窗口，通过探测合并而不是弹出其信封的系统的属性，在二元系统中的共同信封相互作用的高度不确定的物理。
2019-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the population III binary black hole mergers with intermediate mass black holes: dependence on common envelope parameter
目前的引力波（GW）探测器已经成功地观测到了许多双星致密天体，第三代地基GW探测器如爱因斯坦望远镜和星载探测器如LISA将在十年内开始对GW的观测。为了迎接这个新时代的到来，我们对极大量（$\sim$ 100- 1000 $M_\odot$）星群（Pop.）III星，导出了中等质量黑洞（IMBHs）与双星黑洞（BBH）合并的各种性质，并研究了对公共包线参数$αλ$的依赖性。我们发现，共同包络参数越小，初级BH质量的最大质量越大。在本研究中，我们对Pop. III星采用双幂律初始质量函数（IMF），并通过与引力波（GW）观测结果的比较，对Pop. III星的IMF进行了约束.我们计算的检测率，并表明，第三代地基GW探测器，爱因斯坦望远镜，有可能检测$\sim$ 10- 1000 BBH与IMBH每年。我们还发现，如果一个总质量为$\gtrsim500M_\odot$的BBH被先进的LIGO（O 4）或LISA探测到，我们可能能够获得对$αλ$的洞察。
2022-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Population of Helium-Merger Progenitors: Observational Predictions
氦并合伽马射线暴的前身是当一个致密的残余物（中子星或黑洞）与它的伴星氦核经历一个共同的包层螺旋上升时，迅速吸积到它上面而产生的。这一合并阶段在这些爆发周围产生了一个非常独特的环境，最近的观测表明，在某些情况下，我们在GRB余辉中检测到了过去合并的签名。这些观测结果使我们能够第一次研究氦合并祖先的具体特征。在本文中，我们夫妇的人口合成计算，我们目前的理解伽马射线暴发动机和共同的包络演变作出观测预测的氦合并伽马射线暴人口。许多合并不产生伽玛射线暴爆发，我们讨论了这些合并与更广泛的人口的天体物理瞬变的影响。
2012-11-03 astro-ph.HE
Gravitational-wave memory from a propagating relativistic jet: a probe of the interior of gamma-ray burst progenitors
一般认为，伽马射线暴（GRB）的相对论喷流最初应该通过大质量祖星的重包层或通过致密双星合并形成的合并喷出物传播。喷流与恒星包层或合并喷出物的相互作用可以导致喷流头部物质的减速，同时形成热茧。然而，这种喷流-包层/喷出物的相互作用实际上是无法用电磁辐射检测到的，只能通过爆发喷流的结构间接推断。因此，作为对这种现象的解决方案，我们建议喷流包络/喷出物相互作用可以产生幅度为$h\sim10^{-26}-10^{-23}$的引力波（GW）记忆，这可以用未来的GW探测器在亚赫兹到几十赫兹的频率范围内检测到。这提供了一个潜在的直接的方式来探测喷流的传播，然后伽玛暴的祖先的内部。此外，即使喷流最终被恒星包层或合并喷出物阻塞，这种方法原则上也是可行的。
2020-08-31 astro-ph.HE
Development of convective envelopes in massive stars: Implications for gravitational wave sources
本研究基于MESA恒星模型探究大质量恒星对流包层演化，修正StarTrack代码中的公共包层处理方式，发现20-50倍太阳质量双黑洞并合率被高估20倍，且大质量双黑洞形成预测受恒星结构认知限制。
2024-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave emission from dynamical stellar interactions
我们正在见证引力波（GW）天文学的曙光。利用现有的探测器，观测仅限于在${\sim} 10\,\mathrm{Hz}$和$10\,\mathrm{kHz}$之间的GW频率，这涵盖了致密物体合并产生的信号。空间观测站LISA的发射将为探测较低频率的恒星相互作用开辟一个新的频带。在这项工作中，我们预测的GW信号的形状和强度与共同的包络相互作用和合并事件的双星，我们讨论了它们的可探测性。以前的研究估计这些特征的基础上半分析模型。相比之下，我们使用详细的三维磁流体动力学模拟来计算GW信号。我们发现，对于所研究的模型，动力学阶段的共同信封事件和合并的主序星之间的LISA任务的可探测性带之外。然而，我们发现，导致合并的恒星核心的共同信封相互作用的最后阶段落入频带中的灵敏度LISA峰值，使他们有希望的候选人进行检测。这些检测可以限制神秘的共同包络动态。此外，未来的分赫兹天文台，如DECIGO或BBO，也将能够观测到这一最后阶段和合并后的信号，通过这些信号，我们可能能够探测到索恩-迪埃特科夫天体的形成。
2023-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Rethinking Thorne-Żytkow Object Formation: Assembly via Common Envelope in Field Binaries
本文重新审视索恩-Żytkow 天体的形成机制，指出传统球对称假设与双星并合场景不一致，并通过恒星演化与三维流体动力学研究公共包层阶段角动量输运对并合产物的约束，提出由黑洞吸积盘支撑的薄包层 TŻO 作为替代稳态结果。
2024-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
An ASKAP search for a radio counterpart to the first high-significance neutron star-black hole merger LIGO/Virgo S190814bv
我们目前的搜索结果与LIGO/室女座源S190814 bv，一个可能的中子星-黑洞（NSBH）合并，与澳大利亚平方公里阵列探路者无线电瞬变。我们在合并后$ΔT$ =2、9和33天以944 MHz的频率对$30\,{\rm deg}^2$场进行成像，并将其与事件前110天观察到的快速ASKAP连续调查的参考图像进行比较。我们观测的每个时期都覆盖了LIGO/Virgo定位区域的$89\%$。我们对这一领域的无线电瞬变进行了无针对性的搜索，得到了21个候选者。对于其中之一，\object [AT 2019 osy]{AT 2019 osy}，我们进行了多波长随访，最终排除了与S190814 bv的相关性。所有其他候选人可能是无关的变量，但我们不能最终排除它们。我们讨论了我们的结果的背景下，无线电发射的模型预测从中子星-黑洞合并和地方上的circummerge密度和倾斜角的合并约束。这次调查同时是NSBH合并的第一次大规模无线电后续行动，也是迄今为止最敏感的宽场无线电瞬变搜索。
2019-10-30 astro-ph.HE
The cosmic merger rate density of compact objects: impact of star formation, metallicity, initial mass function and binary evolution
本文计算了黑洞双星、黑洞-中子星双星和中子星双星合并的红移分布，探讨了主要的不确定性来源：恒星形成率密度、金属丰度演化、公共包层、洛希叶溢出质量转移、出生反冲、核心坍缩超新星模型和初始质量函数。在二进制的演化过程中，不确定性的共同信封喷射有重大影响：本地合并率密度的BNS变化从$\sim{}10^3$ $\sim{}20$ Gpc $^{-3}$ YR $^{-1}$，如果我们改变共同的信封效率参数从$α_{\rm CE}=7$到0.5，而本地合并率的BBH和BHNS变化的一个因素$\sim{}2-3$。当考虑$1 σ$对金属丰度演化的不确定性时，BBH合并率变化了一个数量级。相比之下，BNS合并率几乎对金属丰度不敏感。因此，BNS是对不确定的二元进化过程（如共同包络和出生踢）施加约束的理想测试平台。只有模型假设值的$α_{\rm CE}\gtrsim{}2$和适度低的出生踢（取决于喷出的质量和SN机制），导致在90%的可信区间内的本地BNS合并率密度从第二个引力波瞬态目录推断。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of envelope binding energies on the merger rate density of binary compact objects
Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；National Institute for Nuclear Physics – INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Physics and Astronomy Department Galileo Galilei, University of Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理学与天文学系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica, Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所量子物理与天体物理学系）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所尼尔斯·玻尔国际学院）；Departamento de Astronomía, Facultad Ciencias Físicas y Matemáticas, Universidad de Concepción（康塞普西翁大学理学院天文学系）
研究包层束缚能对二元致密天体合并率的影响，通过分析不同恒星轨道的束缚能，发现内部能量源和核心-包层边界定义对束缚能有显著影响，结果表明不同恒星模型会导致合并率密度差异达数量级。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Eccentricity Effects on Modeling Dynamic Quantities and Their Correlations in Binary Black Hole Mergers
本文研究BBH并合中偏心率对辐射量振荡及峰值光度、遗迹质量、自旋、反冲速度等动力学量的影响，通过包络分析和多项式建模揭示更宽取值域及相关性约束。
2025-01-08 astro-ph.HE gr-qc
Binary Black Hole Formation with Detailed Modeling: Stable Mass Transfer Leads to Lower Merger Rates
快速二进制总体合成代码经常被用来研究紧凑对象二进制的演化。它们通常依赖于单星进化轨迹的分析拟合和进化交互阶段的参数化模型（例如，热时标上的质量传递、动力学不稳定性的确定以及共同包络），这些对于预测双星的命运至关重要。这些过程可以更仔细地在恒星结构和演化代码，如MESA。为了评估这种改进的影响，我们比较二进制黑洞合并模型中预测的快速二进制人口合成代码COSMIC模型运行MESA模拟通过质量转移和共同的包络处理。我们发现，结果显着不同的形成路径，轨道周期和合并的双黑洞的质量比，因此合并率。虽然共同的包络演变是占主导地位的COSMIC形成通道，稳定的质量传递占主导地位，在我们的MESA模型。根据黑洞施主质量，质量转移和共同的包络物理，在太阳金属丰度COSMIC过剩的二进制黑洞合并的数量的2- 35倍，其中有相当一部分合并时间的数量级短于使用详细的MESA模型时形成的二进制黑洞。因此，我们发现某些由孤立双星快速布居合成得到的双星黑洞合并率的预测值可能被高估了~5--500倍。我们的结论是引力波观测的解释需要使用这些相互作用的二元阶段的详细治疗。
2021-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution Models of CO WD -- AGB Star Merger Remnants
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究CO白矮星与AGB星核心合并后系统的演化，揭示其在HR图上的分布及可能的超新星形成机制。
2025-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-Dimensional Numerical Study on Ignition of the Helium Envelope in Dynamical Accretion during the Double-Degenerate Merger
为了使双爆轰模型适用于正常的Ia型超新星，必须避免氦燃烧的灰烬对早期观测的不利影响，这要求氦包层质量最多为0.02太阳质量。以往的研究大多是通过人工热点引入爆轰，因此氦的自发爆轰的鲁棒性仍然不确定。在本工作中，我们应用理想化的一维模型和简化的7同位素反应网络，对双简并通道背景下氦包层的自发点火进行了自洽流体动力学研究。我们探索了广泛的祖条件，并证明直接引发爆炸的机会是有限的。特别是，自发爆轰需要大于0.03太阳质量的主包层质量.作为爆燃的点火反而更有可能，这对于低至~ 0.01太阳质量的较低包层质量是可行的，这可能导致一旦爆燃到爆震转变（DDT）实现后的后续爆震。高分辨率的多维模拟需要进一步研究DDT的可能性，以及准确地推导出之间的阈值的自发爆震和爆燃点火制度。另一个有趣的发现是组合物的影响;虽然与核心材料混合增强了爆炸，但由于12 C（α，γ）16 O在较低温度~ 108 K下反应速率较慢，因此它缩小了爆燃的机会，需要注意的是，我们目前忽略了12 C（p，γ）13 O（α，p）16 O的质子催化反应序列。
2022-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast and Luminous Transients from the Explosions of Long Lived Massive White Dwarf Merger Remnants
我们研究了He白矮星与质量更大的C/O或O/Ne白矮星合并后长寿命（${\approx}10^5$年）残留物的演化和最终结果。使用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们表明，这些残余物有一个红巨星配置支持稳定的氦燃烧，增加质量的WD核心，直到它达到$M_{\rm core}\approx 1.12-1.20 M_\odot$。在这一点上，表面对流区的底部延伸到燃烧层，混合整个对流包层的氦燃烧产物（主要是碳和镁）。进一步的演化耗尽了氦的对流包层，并显着减缓了下面的WD核心的质量增加。在氦耗尽之后，WD核心质量增长重新开始，因为然后未耦合的碳燃烧壳被点燃并继续燃烧来自剩余的富金属扩展包层的燃料。对于足够大的初始总合并质量，O/Ne WD核心将经历电子捕获触发坍缩到中子星（NS）后，增长到近拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）。大量的C/O WD核心在碳燃烧火焰将其转化为O/Ne后可能会遭受同样的命运。NS的形成将释放${\approx}10^{50}$ ergs进入剩余的扩展的低质量包层。使用STELLA辐射转移代码，我们预测由此产生的光学光变曲线从这些爆炸信封。达到绝对大小的$M_V\approx -17$，这些瞬变是明亮的约一个星期，并有许多特点的类发光，迅速演变的瞬变研究的德劳特和合作者。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
SCATTER: A New Common Envelope Formalism
最神秘的天体物理状态之一是双星演化的共同包络（CE）阶段，其中两颗恒星被其中一颗恒星的包络所笼罩。恒星和包层之间的相互作用缩小了轨道。竞争优势可能导致合并或随后的互动阶段。合并可能涉及两个紧凑物体和/或恒星的任何组合。一些白矮星可能会产生Ia型超新星，而合并中子星可能会产生伽马射线暴，合并各种致密物体会产生引力辐射。由于CE可以产生于各种不同的初始条件，并且由于所涉及的过程的复杂性，很难预测它们的最终状态。当考虑许多系统时，如在总体综合计算中，通常采用守恒原理。在这里，我们以一种新的方式使用角动量来导出最终轨道分离的简单表达式。这种方法为研究双星提供了优势，特别适合于高阶多次波，现在被认为是潜在合并的重要成因。在这里，我们专注于CE的二进制文件，和后续的文件扩展我们的形式主义多恒星系统内发生CE。
2022-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Long-Term Evolution of Double White Dwarf Mergers
本文提出了一个两颗质量不等的C/O白矮星合并的长期演化模型。在合并的动力学阶段之后，磁应力迅速地重新分配角动量，导致在1 e-4到1年的粘性时间尺度上的近固体旋转，这远远早于显著的冷却。由于在动力和粘性阶段的加热，质量较小的WD被转化为热的，缓慢旋转的，并由热压力支持的径向延伸的信封。在粘性演化阶段之后，包层底部附近的最高温度可能已经高到足以开始偏离中心的对流碳燃烧。如果没有，在1 e3 - 1 e4年的热时标上，包层内部区域的开尔文-亥姆霍兹收缩压缩包层的底部，再次产生偏心燃烧。因此，合并残余物的长期演化与以前的计算结果相似：燃烧的壳层在~ 1 e4年内向内扩散，最终产生高质量的O/Ne WD或坍缩成中子星。在冷却和外壳燃烧阶段，合并残留物在爱丁顿极限附近辐射。考虑到每1000年就有几个双WD合并的速率，在银河系型星系中应该存在数十个这样的~ 1 e38 erg/s源。虽然最终结果与以前的研究相似，但我们模型中物质的物理图像和动力学状态与以前的工作不同。此外，剩余的不确定性有关的对流结构附近的光球和热演化过程中的质量损失可能会显着影响我们的结论。因此，在这里提出的物理模型的背景下，未来的工作需要更好地解决双WD合并的最终命运，包括那些其中一个或两个组件是他WD。
2012-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational-wave detection rates for compact binaries formed in isolation: LIGO/Virgo O3 and beyond
使用模拟进行人口合成代码MOBSE，我们计算的合并率密度和检测率的紧凑的二进制合并形成隔离的第二代和第三代引力波探测器。我们估计利率是如何影响的关键恒星物理参数，即共同的包络演变和出生踢的不确定性。我们估计未来的升级将如何增加合并事件的可用目录的大小，我们讨论的合并率密度，将成为第三代探测器访问的功能。
2019-10-03 astro-ph.HE gr-qc
Free Neutron Ejection From Shock Breakout in Binary Neutron Star Mergers
合并的中子星会产生冲击波，将重原子核分裂成核子，特别是在外层。可以预期，即使在电子-正电子对消失之后，一些避免捕获正电子的中子仍然保持为自由中子。为了研究合并中子星能喷射出多少自由中子，我们用简化的球对称激波在流体静力学包层中传播并从表面出现的模型进行了特殊相对论拉格朗日流体力学计算。我们系统地研究了合并中子星的大小和冲击波能量的宽参数空间。结果发现，剩余的自由中子的质量是$10^{-7}$到$10^{-6}\ M_{\odot}$，这比先前预期的小两个数量级以上。对于大尺寸的包层，有一个优选的$10^{48}$ erg量级的能量，它产生最大量的自由中子。我们简要地讨论了自由中子层的辐射，并估计了在合并后$\sim 30$ min内光学带的光度约为$7\times 10^{41}$ erg s $^{-1}(M_{\rm n}/10^{-6}\ M_\odot)$。
2018-06-18 astro-ph.HE
Fates of Rotating Supergiants from Stellar Mergers and the Landscape of Transients upon Core-collapse
本文用 MESA 模拟双星并合形成的旋转蓝超巨星，揭示其自转与质量损失规律，并解释 SN 1987A 型超新星、超长伽马暴及快速明亮瞬变的起源。
2025-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curve Model for Luminous Red Novae and Inferences about the Ejecta of Stellar Mergers
双星系统中不稳定的质量转移过程可能导致恒星的完全合并，也可能导致供体包层被成功移除，留下一个幸存的更紧凑的双星系统。“发光红新星”（LRN）是一类被认为伴随着这种合并/共同包络事件的光学瞬变。过去的工作通常使用超新星光变曲线的分析公式来建模LRNe，这些公式做出假设（例如，辐射为主的喷出物，忽视氢复合能），不合理的恒星合并，由于较低的速度和特定的热能的喷出物。我们提出了一个一维模型的LRN光变曲线，占这些影响。与观测结果相一致，我们发现LRNe通常具有两个光变曲线峰值，早期阶段由热的、最快的喷出物层的初始热能供电，后期峰值由来自大部分喷出物的氢重组供电。我们将我们的模型应用到LRNe的样本中，以推断它们的喷出物属性（质量，速度和发射半径），并将它们与前瞬态成像的祖供体恒星属性进行比较。我们定义了一个最大的亮度可实现的一个给定的捐助者恒星的限制，整个信封被弹出，发现几个LRNe违反这一限制。喷出物和前动力学质量损失之间的冲击相互作用可能提供额外的光度源来缓解这种紧张。我们的模型也可以应用于行星与恒星或恒星与致密物体的合并。
2022-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution and final fate of massive post-common-envelope binaries
本研究利用三维磁流体模拟与MESA建模，探究含环双星盘的大质量公共包层后双星演化，发现环双星盘的共振作用等可影响双致密天体并合率，对理解引力波并合事件有重要意义。
2024-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Impact of natal kicks on merger rates and spin-orbit misalignments of black hole -- neutron star mergers
随着LIGO/Virgo/Kagra合作组GW 200105和GW 200115的宣布，对合并黑洞-中子星（BH-NS）双星的探测的漫长等待终于结束了。值得注意的是，GW 200115的主星在轨道角动量上有一个负的自旋投影，概率约为$90\%$。合并BH-NS双星预计将主要通过大质量双星在该领域的演变，因为他们的动态形成密集的星团强烈抑制质量分离。在本文中，我们进行了系统的统计研究的双星演化形成一个BH-NS的二进制，考虑不同的金属丰度，并考虑到出生踢分布的BH和NS和共同的信封阶段的二进制演化的不确定性。假设初始恒星自旋与二进制角动量对齐，我们表明，两个大的出生踢（$\gtrsim 150$公里秒$^{-1}$）和高效率的共同信封喷射需要同时解释推断的高合并率和大自旋轨道错位的GW 200115。
2021-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
High mass but low spin: an exclusion region to rule out hierarchical black-hole mergers as a mechanism to populate the pair-instability mass gap
对不稳定性超新星的发生被预测为阻止质量为$\gtrsim 50 M_\odot$的黑洞的形成。最近在这个质量范围内探测到的引力波需要一个超出标准恒星坍缩的解释。目前的建模策略包括前几代黑洞合并的层次组装以及其他天体物理性质的机制（降低核反应速率，包络保留，恒星合并，吸积，疏浚事件）。在本文中，我们指出的排斥区域，不能很容易地填充分层黑洞合并的发生。未来引力波对质量为$\gtrsim 50M_\odot$、自旋为$\lesssim 0.2$的黑洞的探测将表明，对不稳定性质量间隙以其他方式被污染。这样一个假定的异常值可以用层次合并来解释，只有对前一次黑洞合并的质量比和自旋进行相当程度的微调--这个假设然后可以与大部分引力波目录进行交叉检查。
2021-07-13 astro-ph.HE gr-qc
Formation of the First Two Black Hole-Neutron Star Mergers (GW200115 and GW200105) from Isolated Binary Evolution
在这项工作中，我们研究的形成前两个黑洞-中子星（BHNS）合并检测到的引力波（GW 200115和GW 200105）从大质量恒星在广泛的孤立双星系统-孤立的双星演化通道。我们使用Broekgaarden等人（2021 a）的560个BHNS二进制人口合成模型实现，并表明GW 200115和GW 200105的系统特性（啁啾质量，组分质量和质量比）与孤立二进制演化通道的预测相匹配。我们还表明，大多数模型实现可以解释LIGO-Virgo推断的局部BHNS合并率密度。然而，为了同时匹配BHBH和NSNS系统的推断的局部合并率密度，我们发现我们需要在我们的模型探索中具有中等反冲速度（$σ\lesssim 10^2\,\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$）或高共同包络效率（$α_{\rm{CE}}\gtrsim 2$）的模型。我们的结论是，前两个观察到的BHNS合并可以解释从孤立的二进制演化通道合理的模型实现。
2021-10-01 astro-ph.HE gr-qc
The impact of common envelope development criteria on the formation of LIGO/Virgo sources
不稳定罗氏瓣溢出（RLOF）的治疗和标准的发展，导致共同的信封（CE）阶段已经阻碍了几十年的进化预测。特别是在经典孤立双星演化模型中，黑洞-黑洞（BH-BH）、黑洞-中子星（BH-NS）和中子星-中子星（NS-NS）并合双星的形成对CE相有很强的依赖性。所有这些合并现在都被报告为LIGO/Virgo源或源候选者。CE甚至被一些人认为是形成BH-BH，BH-NS或NS-NS合并的强制性阶段。目前，还没有一个完整的第一性原理模型的发展CE。我们采用Startrack人口合成代码来测试目前在大量供体的RLOF稳定性研究方面的进展，以评估它们对LIGO/Virgo源人口的影响。特别是，我们允许更严格的CE开发标准的大规模捐助者。我们还测试了不同类型的稳定的传质之间切换的修改后的条件。实现的修改显着影响合并双紧凑对象的基本属性，有时以非直观的方式。对于一个受限制的CE发展标准的测试模型，当地的合并率密度BH-BH系统的增加，由于出现了一个新的主导形成的情况下，没有任何CE阶段。我们发现，在RLOF物理高度不确定的假设的变化可能会显着影响（i）本地合并率密度，（ii）的质量和质量比分布的形状，和（iii）占主导地位的演变形成（有和没有CE）的LIGO/Virgo源的场景。我们的研究结果表明，没有足够强的约束RLOF物理，是不能够得出完全可靠的结论，人口的双紧凑对象系统的基础上人口合成研究。
2021-05-10 astro-ph.HE
Binary Stellar Mergers with Marginally-Bound Ejecta: Excretion Disks, Inflated Envelopes, Outflows, and their Luminous Transients
利用辐射流体动力学模拟方法研究了双星合并过程中从外拉格朗日点（L2）开始的质量损失及其发光瞬态。先前，我们表明，对于质量比为0.06 < q < 0.8的双星，同步L2质量损失导致辐射效率低下，尘埃形成的未绑定赤道外流。如果在注入点处声速与轨道速度之比足够大，ε= cT/vorb> 0.15，则存在与q无关的类似流出。相比之下，对于q为0.8的双星的冷L2质量损失（ε< 0.15）< 0.06 or q >，赤道外流反而保持边缘束缚，并在数十到数百个双星轨道上回落到双星，在那里它经历了额外的潮汐扭矩和冲击。随着束缚气体与双星的维里化，系统的光度在光球半径近似恒定的情况下缓慢增加，导致温度上升。随后的演变取决于辐射冷却的效率。如果束缚大气能够有效地冷却，如辐射扩散时间短于平流时间（t_diff/t_adv < 1）所量化的，则维里化气体坍缩成排泄盘，而当t_diff/t_adv > 1时，形成各向同性风。在这两个极端之间，一个膨胀的包层将双星附近产生的热量通过纬向流输送到表面。在所有情况下，辐射亮度都达到了Mdot v_orb ^2/2的0.01 ~ 0.1的分数，其中Mdot是质量流出率。我们讨论了我们的结果的影响，在经典的新星和超新星，如V1309斯科和V838 Mon之间的光度差距的瞬态。
2016-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Intermediate Luminosity Optical Transients (ILOTs) from merging giants
提出并研究了两颗冷巨星合并产生的中间光度光学瞬变现象。对于两颗在巨星阶段合并的恒星来说，它们在零年龄主序星的质量必须接近，并且轨道间隔必须在正确的范围内。在两个巨人合并后，两个核心在一个共同的外壳内相互螺旋。我们研究了在这个过程中的辐射的能量来源，其中包括通过重组和与先前喷射的质量碰撞来为辐射提供动力的质量喷射。这个过程不包括喷流，不像许多其他类型的日冕物质抛射，因此事件不会形成双极星云。利用恒星演化数值程序mesa对两个质量分别为（15 Mo，15.75Mo）和（31 Mo，31.5Mo）的双星系统进行了计算，发现两个核的合并释放出的引力能使整个共同包层略微膨胀.这意味着在许多情况下两个核心合并，即，一个致命的共同信封演变，导致一个更明亮的AKT。两颗冷巨星并合产生的一个典型的日冕物质抛射会持续数月到数年，其典型的平均光度为L（日冕物质抛射）~=10^6（M_{CE} /10 Mo）Lo，其中M_{CE}是抛射出的共同包层质量。合并驱动的大量外流形成尘埃，因此导致非常红色的BMT，甚至可能是红外发光，在可见光中无法检测到。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The cosmic merger rate of stellar black hole binaries from the Illustris simulation
黑洞双星的宇宙合并率密度可以为我们提供一个重要的线索，以限制BHB的形成渠道，根据目前和即将到来的引力波的检测。采用Monte Carlo方法，将新的BHB粒子数合成模型与Illustris宇宙学模拟相结合，研究BHB合并的宇宙历史。我们探讨六个人口合成模型，不同的处方超新星，共同的信封，和出生踢。在大多数模型中，宇宙BHB合并率与宇宙恒星形成率遵循相同的趋势。宇宙BHB合并率的正常化在很大程度上取决于共同包络的处理和出生踢的分布。我们发现，大多数BHB合并在LIGO的仪器视界来自相对贫金属的祖先（<0.2 Zsun）。合并BHB的总质量跨越了很大的范围，从~6到~82 Msun。在我们的基准模型中，与GW 150914、GW 151226和GW 170104一致的合并BHB分别占LIGO视界内合并的所有BHB的6%、3%和12%。重系统，如GW 150914，来自贫金属祖细胞（<0.15 Zsun）。大多数在本地宇宙中合并的类GW 150914系统似乎是在高红移时形成的，具有很长的延迟时间。相比之下，类似GW 151226的系统在整个宇宙历史中形成并融合，来自具有广泛金属丰度的祖先。未来的探测将是至关重要的，以限制共同的信封，对出生踢，并对BHB质量功能。
2017-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A possible formation scenario of the Gaia ID 3425577610762832384: inner binary merger inside a triple common envelope
针对含质量间隙黑洞的近圆非相互作用双星 G3425，研究提出三体公共包层与内双星并合形成通道，并给出可再现其性质的演化参数和概率。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary black hole mergers: formation and populations
我们回顾了导致恒星双星黑洞（BBH）形成和合并的主要物理过程。BBH可以从大质量双星的孤立演化中形成。核心坍缩超新星的物理过程和共同包层的过程是这一形成通道不确定性的两个主要来源。或者，两个黑洞可以通过在密集星团中的动力学相遇形成双星。动力学形成通道在BBH的质量、自旋和轨道性质上留下了几个印记。
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational waves from in-spirals of compact objects in binary common-envelope evolution
引力波源的探测使我们能够确定致密双星及其螺旋结构的特征。然而，其他耗散过程可以影响内螺旋。在这里，我们表明，在螺旋的紧凑的对象通过一个气体的共同信封（CE）所产生的演变恒星的同伴产生一种新型的GW源，其演变是由耗散气体动力学摩擦效应CE为主，而不是GW排放本身。GW信号的演化和性质与孤立的贫气体合并的GW信号的演化和性质显著不同。我们发现$\sim10^{-23}$ - $10^{-21}$（$10{\rm kpc}/{D}$）的特征菌株，这些来源-可观察到的下一代天基GW探测器。GW信号的演化可以作为演化恒星内部区域的探测器，以及CE演化的最后阶段，否则无法通过其他观测手段获得。此外，这种CE合并经常伴随着可观测的爆炸电磁对应物和/或奇异星的形成。
2019-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Common Envelope Evolution in Binary Neutron Star Formation with Combined Galactic and Gravitational-Wave Observations
本研究结合银河系双中子星观测与引力波数据，通过种群合成和贝叶斯分析，发现需部分赫茨普龙间隙星并合（f_HG~0.8）及高CE效率（α~5）以解释并合率与轨道周期分布。
2025-09-25 astro-ph.HE
Mass loss from binary stars approaching merger
一些双星经历共同的包层演化，伴随着角动量、质量和轨道能量的急剧损失，留下的近距离双星通常至少包含一颗白矮星、中子星或黑洞。对共包线相研究最多的是持续几个原始轨道周期的动力学内旋相。我们展示了对V1309 Sco和AT2018bwo观测的理论解释，揭示了在动力学事件发生之前，双星经历了大量的长时间质量损失，达到了几个太阳质量。这种质量损失以外流或环双星盘的形式集中在轨道平面上。这种较慢的质量损失与随后较快的动力学喷射之间的碰撞产生了明亮的红色瞬态。由此产生的辐射冲击有助于形成爆炸残留物，并提供了尘埃和分子形成的场所。
2022-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Novae in Compact Binary White Dwarfs
致密的双白矮星（WD）由于引力辐射而经历轨道衰变，在合并之前会经历显著的潮汐加热。在这些WDs中，占主导地位的潮汐效应涉及激发外向重力波在内部恒星信封和这些波的耗散在外部信封。随着双星轨道的衰减，WD从外到内同步（首先是包络同步，然后是核心同步）。我们研究潮汐热的沉积在信封的碳-氧WD和研究如何影响这种潮汐加热的结构和演化的WD。我们表明，显着的潮汐加热可以发生在恒星的退化氢层。这一层升温的速度比冷却的速度快，从而引发失控的核聚变。这种“潮汐新星”可能出现在所有包含CO WD的WD双星中，轨道周期在5分钟到20分钟之间，并且在最终合并之前10^5-10^6年。
2012-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Stellar Merger Scenario for Black Holes in the Pair-instability Gap
最近对GW 190521的探测激发了如何填充预测的黑洞对不稳定质量间隙的想法。一个被提出的方案是两颗恒星在对不稳定状态下的动力学合并，形成一颗具有小核心和超大外壳的恒星。我们探索这种情况下，详细的恒星演化计算，从临时的初始条件，强制执行合并过程中没有核心的增长。我们概述了这种情况下必须克服的主要挑战，特别是在合并时，在随后的演变中，以及在核心崩溃时保留足够的质量的要求。我们发现，这些大规模的合并产品可能是氦丰富，并花费大部分的剩余寿命内的区域内的赫兹斯普朗-罗素图信封不稳定性类似于发光的蓝色变量（LBV）爆发的预期。忽略恒星的反反应，对质量损失量的能量估计表明，在低金属丰度下可以去除的质量总量为。1米这是足够小的，在核心坍缩，我们的模型保留足够的质量，形成黑洞在对不稳定的差距，类似于最近的LIGO/处女座探测到的。然而，在合并时的质量损失和中微子驱动的质量损失在核心崩溃仍然需要量化这些模型，以确认这种情况下的可行性。
2020-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on the Ejecta Mass During the Search for Kilonovae Associated with Neutron Star-Black Hole Mergers: A case study of S230518h, GW230529, S230627c and the Low-Significance Candidate S240422ed
本文利用多信使观测数据研究四个NSBH并合候选体未探测到千新星的原因，通过分析后随观测策略与抛射物性质约束，对S230518h等事件给出抛射物质量上限和观测角限制，并进一步支持S240422ed的非天体物理起源。
2025-03-19 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of neutron stars and black holes with cores of giant stars: a population synthesis study
本文通过大质量双星种群合成研究CEE中NS/BH与巨星核心的并合，利用引力波速率约束$α_{\rm CE}$，识别演化通道与双峰轨道分布，并评估其相对CCSNe的事件率。
2023-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Improving significance of binary black hole mergers in Advanced LIGO data using deep learning : Confirmation of GW151216
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（印度理工学院天文学和天体物理学跨大学中心）；Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut)（马克斯-普朗克引力物理研究所（阿尔伯特-爱因斯坦研究所））；Institut für Gravitationsphysik, Leibniz Universität Hannover（汉诺威莱布尼茨大学引力物理研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））
我们提出了一种新的机器学习（ML）为基础的战略，以寻找二进制黑洞（BBH）合并的数据从地面引力波（GW）观测站。这是第一个基于ML的搜索，不仅恢复了第一个GW瞬态目录（GWTC-1）中的所有紧凑二进制聚结（CBC），而且还通过仅向用于GWTC-1的标准分析添加新的符合排名统计（MLStat）来对GW 151216进行干净的检测。在CBC搜索中，减少陆地和仪器瞬变的污染，这些瞬变通过触发许多假警报而产生巨大的噪声背景，对于提高检测真实事件的灵敏度至关重要。庞大的数据量和大量的预期检测也促使ML技术的使用。我们执行迁移学习来训练“InceptionV 3”，这是一个预先训练的深度神经网络，以及课程学习，通过分析GW信号的连续小波变换（CWT）图来区分GW信号和噪声事件。MLStat将来自此ML分类器的信息合并到标准PyCBC搜索所使用的重合搜索可能性中。这导致先前“低显著性”事件GW 151012、GW 170729和GW 151216的逆虚警率（IFAR）至少提高一个数量级。我们还使用SEOBNRv 4 HM_ROM进行了GW 151216的参数估计。我们进行了注入研究，以表明MLStat带来了实质性的改善，先进的LIGO的检测灵敏度为所有紧凑的二元聚结。对于低啁啾质量（0.8-5 Msun），敏感体积的平均改善约为10%，对于较高质量（5-50 Msun），敏感体积的平均改善约为3…
2021-09-23 astro-ph.HE astro-ph.IM cs.LG
Double neutron stars: merger rates revisited
我们重新审视双中子星（DNS）的形成在经典的二进制演化的情况下，在最近的LIGO/室女座DNS检测（GW 170817）。基于3个银河系DNS系统，观测估计的$R_{\rm MW}=21^{+28}_{-14}$ Myr $^{-1}$的银河系DNS合并率完全支持我们对$R_{\rm MW} =24$ Myr $^{-1}$的标准输入物理模型。这个对银河系的估计以一种非平凡的方式（由于化学演化宇宙中祖先恒星的宇宙演化）转化为局部（$z\approx0$）DNS合并率密度$R_{\rm local}=48$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，{ \em不}与当前LIGO/Virgo DNS合并率估计（$1540^{+3200}_{-1220}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）一致。在我们的参数空间的研究中，我们发现的解决方案，允许DNS合并率高达$R_{\rm local} \approx 600^{+600}_{-300}$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$，从而与LIGO/室女座的估计是一致的。然而，我们对具有高DNS合并率的模型的相应BH-BH合并率超过了当前LIGO/Virgo对局部BH-BH合并率的估计（$12$ - $213$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）。除了对常见的包络处理特别敏感外，DNS合并率对我们研究中探索的几…
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of gravitational wave mergers: Binary evolution with the stellar grid-based code ComBinE
黑洞和中子星合并的第一个引力波探测代表了高能瞬态天体物理学的一个引人注目的新领域。LIGO-Virgo探测器观测到的信号来自极端物理物体的合并，这些物体是近距离双星系统中恒星演化的最终产物。为了更好地了解它们的起源和合并率，我们使用新的基于网格的二进制人口合成代码ComBinE在不同的金属丰度下进行了二进制人口合成。从新生的恒星对开始，我们跟踪它们的演化，包括质量损失，质量转移和吸积，共同的信封和超新星爆炸。我们应用基于密集网格的详细恒星结构模型的共同信封的结合能，利用改进的调查，随后的情况BB罗氏瓣溢出和规模超新星踢根据剥离的爆炸恒星。我们证明，所有的双黑洞合并，GW 150914，LVT 151012，GW 151226，GW 170104，GW 170608和GW 170814，以及双中子星合并GW 170817，在我们的模型中占适当的金属度制度。我们的二进制相互作用参数进行校准，以匹配准确确定的银河系双中子星系统的属性，我们讨论了它们的质量和类型的超新星起源。使用我们输入的物理参数的默认值，我们发现银河系等价星系的双中子星合并速率约为300万年^-1。我们对双中子星合并率密度的上限是在本机宇宙（z=0）中R=400 yr^-1 Gpc^-3。
2018-08-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
New binary black hole mergers in the LIGO--Virgo O3a data
我们报告了在先进LIGO和先进Virgo第三次观测运行（O3a）的上半年公开发布的数据中发现的10个新的二元黑洞（BBH）合并。我们使用更新版本的IAS搜索管道确定候选人，并编译通过天体物理概率显著性阈值大于0.5的信号目录（遵循GWTC-2.1和3-OGC目录）。更新后的IAS管道对参数空间的较大区域敏感，应用模板先验，该模板先验将不同的搜索量作为内部参数的函数，并使用改进的相干检测统计，该统计最佳地组合了来自Hanford和Livingston检测器的数据。在这十个新事件中，我们观察到有趣的天体物理场景，包括在正负方向上具有自信的大有效自旋参数的源，由于（脉动）对不稳定性而难以在恒星坍缩模型中形成的高质量黑洞，以及弥合中子星和最轻观测到的黑洞之间差距的低质量合并。我们推断的源参数在上，下黑洞质量差距的极端和接近统一的质量比，和一个可能的中子星-黑洞合并是很好地本地化的电磁对应搜索。我们检测到所有的GWTC-2.1 BBH合并与一致的数据在汉福德和利文斯顿，除了三个响亮的事件，得到否决，这是兼容的假阳性率，我们的否决程序，和三个低于检测阈值。我们还恢复了事件GW190909_114149的重要性，该事件在GWTC-2中首次出现后被降低为亚阈值触发。这相当于我们的管道搜索一致的汉福德-利文斯顿O3a数据检测到的总共42个BBH合并。
2023-01-05 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Binary neutron star populations across cosmic time: the impact of binary stellar evolution uncertainties
Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS and Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所，CNRS 和索邦大学）；Institut Universitaire de France, Ministère de l’Enseignement Supérieur et de la Recherche（法国高等研究院，高等教育与研究部）
本研究利用COSMIC代码探究双星演化不确定性对BNS形成效率与并合率的影响，识别出相关演化特征，发现模型参数间存在显著简并性，需第三代引力波观测突破约束。
2026-07-31 astro-ph.HE
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ultrafast Line-Driven Wind from the Double-Degenerate Merger Remnant WD J005311
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）
本研究构建双简并并合遗迹的稳态风解，将其应用于WD J005311，结合观测与历史记录确定其风的演化阶段，验证了其未坍缩为中子星的状态。
2026-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIb supernova progenitors by fatal common envelope evolution
从恒星演化模拟（使用MESA），我们得出结论，形成IIb型核心坍缩超新星（SN IIb）祖先的致命的共同包络演化（CEE）通道确实可以解释一些SNe IIb。在SNe IIb的致命CEE通道中，一颗低质量主序星在大质量主星的巨大包层内盘旋，并在与巨核合并之前去除了大部分的巨大包层。这里研究的场景的关键成分是潮汐破坏的二级恒星形成了一个新的巨大的信封。在从合并过程到核心崩溃的演变过程中，风中的质量损失过程，即，直到爆炸，在爆炸时几乎没有留下氢质量，这是从SNe IIb的观测中推断出来的。在一颗零年龄主序星质量为M（ZAMS）= 16 Mo的大质量主序星，在其巨相吞噬了一颗质量为M2=0.5Mo的主序星的情况下，我们发现爆炸时的氢质量为M（H）=0.02-0.09Mo，这取决于我们假设的旋转。对于M（ZAMS）= 12 Mo，我们发现类似的值。
2019-09-12 astro-ph.HE
Rotating white dwarf models with finite-temperature envelope
本文提出了一种新的数值方法来计算具有热分层的差速旋转白矮星的结构。我们的模型具有由离子和完全简并电子组成的核心，具有由离子、光子、部分简并电子和正电子组成的等熵包络。这些模型旨在模拟白矮星双星合并的早期残留物，其中一些可能导致Ia型超新星。热包封增加质量的效果通过包封的平均分子量取决于其化学组成。对于均匀旋转的模型，即使存在热包层，我们也只能看到质量的小幅增加。微分旋转改变了它急剧和超的Bracrasekhar质量模型，其质量加倍的Bracrasekhar质量的退化恒星的一些参数的选择。我们还计算准平衡演化序列的残余物固定在信封中的总角动量或熵。这些序列的存在取决于各种因素，如残余质量，微分旋转的配置文件，熵和信封的化学成分。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Convection Reconciles the Difference in Efficiencies Between Low-Mass and High-Mass Common Envelopes
引力波并合源的形成途径包括共同包络演化。对高质量后共包络双星的观测表明，在CE阶段向包络的能量转移必须是高效的。相比之下，低质量后CE双星的观测表明CE阶段的能量转移必须是非常低效的。对流，一个存在于低质量和高质量恒星中的过程，自然解释了这种二分法。利用Wolf-Rayet双星的观测结果，我们研究了对流和辐射损失对预测的高质量共同包络的最终分离的影响。尽管在大质量恒星中有强烈的对流，但这种影响是最小的，因为在对流可以将释放的轨道能量输送到表面之前，轨道就已经衰减了。在低质量系统中，对流传输发生得比轨道衰减更快，使系统能够辐射冷却，从而降低效率。对流的列入再现低质量和高质量的双星观测，仍然是一个必要的成分，以确定共同的信封的结果。
2022-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
