Hypervelocity stars (HVSs) that are observed in the Galactic halo, are believed to be accelerated to large velocities by a process of tidal disruption of binary stars passing close to a supermassive black hole (SMBH) which resides in the center of the Galaxy. It is, however, still unclear, where these relatively young stars were born and which dynamical process pushed them to nearly radial orbits around the SMBH. In this paper we investigate the possibility that the young binaries originated from a thin eccentric disc, similar to the one observed in the Galactic center nowadays. By means of direct N-body simulations, we follow the dynamical evolution of an initially thin and eccentric disc of stars with a 100% binary fraction orbiting around the SMBH. Such a configuration leads to Kozai-Lidov oscillations of orbital elements, bringing considerable amount of binaries to close vicinity of the black hole. Subsequent tidal disruption of these binaries accelerates one of their component to velocities well above the escape velocity from the SMBH while the second component becomes tightly bound to the SMBH. We describe the main kinematic properties of the escaping and tightly bound stars within our model and compare them qualitatively to the properties of the observed HVSs and S-stars, respectively. The most prominent feature is a strong anisotropy in the directions of the escaping stars which is observed for the Galactic HVSs but not explained yet.
Stellar binaries incident on supermassive black hole binaries: implications for double tidal disruption events, calcium-rich transients, and hypervelocity stars
A model for the enhanced production rate of early-type hypervelocity stars in the Galactic halo
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
The influence of the secular perturbation of an intermediate-mass companion: II. Ejection of hypervelocity stars from the Galactic Center
有一群恒星相对于银河系中心的速度超过500 km s $^{-1}$。这些超高速恒星（HVS）中的许多（也许是大多数）是B星，类似于$\rm Sgr~A^{\star}$附近超大质量黑洞（SMBH）周围的核簇中的盘和S星。在本系列的论文I中，我们证明了从SMBH周围的假想盘中出现的恒星的偏心率可以被其中等质量伴星（IMC）的长期扰动快速激发，我们建议IRS 13E作为IMC的潜在候选者。在这里，我们表明，这一过程导致大量的恒星抛物线轨道接近$\rm Sgr~A^{\star}$的长期时间尺度上的几个万年。这个时间尺度比通过经典弛豫或共振弛豫进入丢失锥的扩散时间尺度短得多。高偏心率恒星的近星点经度相对于IMC经度的岁差，使它们在几百万年内接近IMC。IMC的引力摄动散射了一小部分恒星从近抛物线到双曲线轨道，相对于SMBH。他们与SMBH的后续近距离接触促使他们以超高速逃离。这一假设是希尔斯提出的假设的一个变体，希尔斯的假设是基于在SMBH附近的一些祖先双星的预期分裂，其主要目标是解释已知HVS的有限寿命。我们概括了我们以前的数值模拟这个过程中，更广泛的轨道配置。我们证明了鲁棒性和评估的HVS形成的这个通道的效率。从这些数值模拟，我们推断可观察到的HVS的运动学特性。
超高速恒星（HVS）以接近$10^{3}$ km/s $^{-1}$的速度离开银河系的发现，为银河系中心存在大质量致密天体提供了强有力的证据。HVS通过破坏恒星双星弹出偶尔可以产生一个恒星$v_{\infty} \lesssim 10^4$公里的$^{-1}$，在这里，我们表明，这种机制可以扩展到大质量黑洞（MBH）合并，其中的二级恒星被取代的MBH质量$M_2 \gtrsim 10^5 M_{\odot}$。我们发现，最初绑定到次级MBH的恒星经常以$v_{\infty} > 10^4$ km s $^{-1}$的速度喷出，偶尔以$\sim 10^5$ km s $^{-1}$（光速的三分之一）的速度喷出，因此我们将这些系统喷出的恒星称为"半相对论"超高速星（SHS）。由于没有星系的束缚，这些恒星的速度如此之大，以至于它们可以在它们被弹射后的时间内穿过可观测宇宙的很大一部分（几个Gpc）。我们证明，如果很大一部分MBH合并经历了一个阶段，其中它们的轨道偏心率为$\gtrsim 0.5$，并且它们的近点距离是主星史瓦西半径的数十倍，那么快速移动的（$v_{\infty} > 10^{4}$ km s $^{-1}$）SHS的空间密度可能与$10^{3}$ Mpc $^{-3}$一样大。数以百计的SHS将是巨星，可以通过未来的全天空红外巡天（如WFIRST或Euclid）和自行巡天（…
Dynamical evolution of stellar-mass black holes in dense stellar clusters: estimate for merger rate of binary black holes originating from globular clusters
我们对球状星团（GC）进行了N体模拟，以估计利用引力波（GW）观测站对双星质量黑洞（BBH）合并的探测率。对于我们的估计，我们只考虑了从GC逃逸的BBH合并（BBH逃逸者）。BBH逃逸者合并更快，因为他们的小半长轴比BBH GC内。N体模拟由于计算量大，不能处理恒星数N ~ 10^6的GC。我们模拟了小N原子团簇（10^4 <~ N <~ 10^5）的动力学演化，并将模拟结果推广到大N原子团簇。从我们的模拟结果中，我们发现BBH性质对N的依赖关系如下。BBH在每个两体弛豫时间以与N成比例的速率从团簇中逃逸。当初始质量密度一定时，BBH逃逸子的半长轴与N成反比。BBH逃逸子的偏心率、初级质量和质量比与N无关。利用BBH性质的这种依赖性，我们从一个N ~ 10^6的GC中人工生成了一个BBH逃逸粒子群，并估计了下一代GW观测站对BBH逃逸粒子合并的探测率。我们假设所有的GC都形成于10或12光年前，它们的初始恒星数N_i=5 x 10^5 - 2 x 10^6，它们的初始恒星质量密度在它们的半质量半径ρ_h，i=6 x 10^3 - 10^6M_sun pc^-3内。那么，当BH滞留分数R_BH=0.5时，BBH逃逸者的检出率为0.5 - 20年^-1。几个BBH逃生者的组成部分，层次三重系统，虽然我们不考虑长期扰动等BBH逃生者我们的估计。我们的模拟表明，BH仍然在一些GC在今天。这…
GW200208_222617 as an eccentric black-hole binary merger: properties and astrophysical implications
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）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Shanghai Astronomical Observatory（上海天文台）；Dipartimento di Fisica “G. Occhialini”, Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学“G.奥恰利尼”物理系）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；Niels Bohr International Academy, The Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））；Department of Physics, University of Maryland（马里兰大学物理系）；School of Mathematical Sciences, University of Nottingham（诺丁汉大学数理科学学院）
The S stars' zone of avoidance in the Galactic center
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Astrophysics Research Center of the Open University (ARCO)（开放大学天体物理研究中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Department of Physics, Technical University of Munich（慕尼黑工业大学物理系）；Departments of Physics & Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理与天文学系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía（安达卢西亚天体物理研究所）
Statistics of the supermassive black hole gravitational wave background anisotropy
Laboratory of High Energy and Computational Physics, NICPB（高能计算物理实验室，NICPB）；Departament of Cybernetics, Tallinn University of Technology（塔林科技大学网络系）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）
Gravitational-wave captures by intermediate-mass black holes in galactic nuclei
中等质量黑洞（IMBH）还没有被探测到超出任何合理的怀疑，尽管它们作为类星体的巨大种子和潮汐破裂事件的来源，超亮X射线源，矮星系反馈和超高速恒星的潜在作用。引力波（GW）观测可以帮助发现和确认IMBH的存在。目前和即将到来的探测器，如LIGO，Virgo，KAGRA，LISA，ET和DECIGO，承诺识别从恒星质量到超大质量黑洞（SMBH）的全部范围。在本文中，我们解决的问题，是否IMBHs可以在星系核产生GW。我们认为，恒星黑洞（SBHs）的形式绑定系统，后来通过在致密的核引力捕获合并与IMBH的可能性。我们表明，这种机制是有效的IMBH质量范围内$\sim 3\times 10^3$ M $_\odot$- $2\times 10^4$ M $_\odot$。我们发现，峰值频率和合并时标的典型分布主要取决于IMBH质量。具体地，对于$M_{\rm IMBH}=5\times 10^3$ M $_\odot$、$8\times 10^3$ M $_\odot$、$1\times 10^4$ M $_\odot$和$2\times 10^4$ M $_\odot$，典型的峰值频率分别为约$0.2\,$ Hz、$0.1\,$ Hz、$0.09\,$ Hz和$0.05\,$ Hz。我们的研究结果表明，在设计灵敏度，DECIGO和ET应该能够检测到这些IMBH-SBH合并。此外，大多数的…
Characterizing the High-Velocity Stars of RAVE: The Discovery of a Metal-Rich Halo Star Born in the Galactic Disk
我们的目标是表征高速（HiVel）恒星在太阳附近的化学和运动学使用的第四次数据发布的RAVE（RAVE）。我们使用了57个银河系静止坐标系速度大于275 km s $^{-1}$的HiVel恒星样本。利用6D位置和速度信息，我们整合了HiVel恒星的轨道，发现它们平均距离银河平面13 kpc，并且具有与星系晕一致的相对偏心轨道。利用RAVE的恒星参数和[ $α$ /Fe]估计值，我们发现HiVel恒星的金属丰度分布在[M/H] = -1.2 dex处达到峰值，并且与内晕的化学性质相一致。有几个值得注意的例外，包括超高速恒星（HVS）候选者，极高速束缚晕星，以及一颗运动学上与晕一致但化学上与盘一致的恒星。高分辨率的光谱获得了富含金属的HiVel恒星候选者和样本中第二高速度的恒星。利用这些高分辨率的数据，我们报告了一个富含金属的晕星的发现，它很可能是从银河系厚盘动态喷射到晕中的。这一发现有助于解释星系晕中最富金属成分的组合。
