We investigate the dynamical evolution of a star cluster in an external tidal field by using N-body simulations, with focus on the effects of the presence or absence of neutron star natal velocity kicks.We show that, even if neutron stars typically represent less than 2% of the total bound mass of a star cluster, their primordial kinematic properties may affect the lifetime of the system by up to almost a factor of four. We interpret this result in the light of two known modes of star cluster dissolution, dominated by either early stellar evolution mass loss or two-body relaxation. The competition between these effects shapes the mass loss profile of star clusters, which may either dissolve abruptly ("jumping"), in the pre-core-collapse phase, or gradually ("skiing"), after having reached core collapse.
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）
White Dwarf Natal Kicks as Velocity-Space Random Walks. I. Fokker-Planck Theory
JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学与美国国家标准技术研究院联合JILA实验室）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与行星科学系）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）
The role of accretion efficiency, natal kicks, and angular momentum transport in the formation of the Gaia black holes
Universität Heidelberg（海德堡大学）；University of Padova（帕多瓦大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）
Isolated and dynamical black hole mergers with \texttt{B-POP}: the role of star formation and dynamics, star cluster evolution, natal kicks, mass and spins, and hierarchical mergers
目前对LIGO-Virgo-KAGRA数据的解释表明，在红移$z\lesssim 1$处合并二元黑洞（BBH）的主要质量函数包含多种结构，而自旋相对较低。BBH形成在不同的环境中的理论模型可以提供一个关键来解释所观察到的合并人口，但它们需要同时处理恒星演化和动力学，星系演化和广义相对论。我们提出了\texttt{B-POP}，人口的合成工具来模拟BBH合并形成的领域或通过动态相互作用在年轻的，球状的，和核集群。使用\texttt{B-POP}，我们探讨如何BH形成渠道，星团演化，层次合并，和出生BH属性影响人口的BBH合并。我们发现，BBH合并的初始质量分布延伸到$M_1 \simeq 200\,{}$ M $_\odot$之外，并且有效自旋参数分布暗示了单个和二元BH的不同的出生自旋。观测到的BBH可以被解释为一个由$\sim 34\% \,{}(66\%)$孤立（动态）BBH组成的混合种群的成员，后者可能在红移$z>1$处占主导地位。分层合并构成了参考模型中所有合并的$4.6-7.9\%$，支配着$M_1 > 65\,{}$ M $_\odot$以外的主要质量分布。包括集群的质量损失和膨胀的原因突然下降的概率超过第三代合并发生。考虑到观测偏差，我们发现模拟合并的$2.7-7.5\%$涉及通过恒星碰撞形成的中等质量黑洞（IMBH）种子。将该百分比与观测值进行比较可能有助于我们限制…
On the impact of runaway stars on dwarf galaxies with resolved interstellar medium
大约10%到20%的大质量恒星在爆炸成超新星之前可能会被踢出它们的出生星团。这些“逃逸恒星”可能在驱动星系外流和用金属丰富环星系介质方面发挥关键作用。为了研究这种效应，我们进行了高分辨率的矮星系模拟，包括速度踢到大质量的O/B星以上8 M $_{\odot}$。我们考虑两种情况，一种是采用幂律速度分布的踢速度，导致更多的明星与高速度踢，和一个更温和的情况下，麦克斯韦速度分布。我们明确地解决了多相星际介质（ISM），并包括非平衡冷却和化学通道。我们采用了一个解决反馈计划（\textsc{Griffin}），我们从IMF的个别大质量恒星的样本。我们跟踪这些恒星的寿命，并将它们的光电离辐射、紫外辐射场和光电加热率添加到周围的气体中。在它们的生命结束时，我们爆炸了大量的核心坍缩超新星（CCSN）。在失控大质量恒星的模拟中，我们添加了额外的（出生时）速度反冲，以模拟在我们的模拟中无法完全解决的两体和三体相互作用。我们发现，列入失控或步行明星的情况下有质量，金属，动量和能量外流以及各自的加载因子的影响。我们发现质量，金属和动量负载增加了2-3倍，而我们发现平均能量负载增加了5倍，在失控的情况下，和3倍的步行情况下。然而，我们发现，峰值增加了高达10倍，独立于所采用的速度踢模型。我们的结论是，包含逃逸星可能会有显着的影响，对矮星系的全球外流性质。
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）
David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（大卫·A·邓普尔天文与天体物理系，多伦多大学）；McWilliams Center for Cosmology & Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（麦克威廉斯宇宙学与天体物理中心，物理系，卡内基梅隆大学）；Institute of Astronomy, KU Leuven（天文学研究所，荷语鲁汶大学）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶引力研究所，荷语鲁汶大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，西蒙斯基金会平顿研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（天体物理科学系，普林斯顿大学）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（天体物理系/IMAPP，拉德堡德大学）
Probing the origin of the kilonova candidate GRB 230307A: analysis of host galaxy and offset
Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西中心物理研究）；Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）；Institute of Physics, Federal University of Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）；Observatório do Valongo/UFRJ（瓦隆戈天文台/里约热内卢联邦大学）；Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）
Dynamical formation of dormant black holes: Predictions for Gaia DR4
Universität Heidelberg（海德堡大学）；University of Padova（帕多瓦大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
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）。
Double Neutron Star Delay Times Across Cosmic Metallicities: The Role of Helium Star Progenitors
University of Florida（佛罗里达大学）；Institute for Fundamental Theory（基础理论研究所）；Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC)（引力波科学中心）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）
Astrometric microlensing probes of the isolated neutron star population with Roman
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Space Science Institute, Lawrence Livermore National Laboratory（空间科学研究所，劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）
