The formation of massive stars remains poorly understood and little is known about their birth multiplicity properties. Here, we investigate the strikingly low radial-velocity dispersion measured for a sample of 11 massive pre- and near-main-sequence stars (sigma_rv = 5.6 +/- 0.2 km/s) in the young massive star forming region M17 to obtain first constraints on the multiplicity properties of young massive stellar objects. Methods: We compute the RV dispersion of synthetic populations of massive stars for various multiplicity properties and we compare the simulated sigma_rv distributions to the observed value. We specifically investigate two scenarios: a low binary fraction and a dearth of short-period binary systems. Results: Simulated populations with low binary fractions (f_bin = 0.12_{-0.09}^{+0.16}) or with truncated period distributions (P_cutoff > 9 months) are able to reproduce the low sigma_rv observed within their 68%-confidence intervals. Parent populations with f_bin > 0.42 or P_cutoff < 47 d can however be rejected at the 5%-significance level. Both constraints are contrast with the high binary fraction and plethora of short-period systems found in few Myr-old, OB-type populations. To explain the difference, the first scenario requires a variation of the outcome of the massive star formation process. In the the second scenario, compact binaries must form later on, and the cut-off period may be related to physical length-scales representative of the bloated pre-main-sequence stellar radii or of their accretion disks. Conclusions: If the obtained constraints are representative of the overall properties of massive young stellar objects, our results may provide support to a formation process in which binaries are initially formed at larger separations, then harden or migrate to produce the typical (untruncated) power-law period distribution observed in few Myr-old OB binaries.
A comparison between observed Algol-type double stars in the Solar neighborhood and evolutionary computations of galactic case A binaries with a B-type primary at birth
Study of the Mass-Ratio Distribution of Spectroscopic Binaries. II. The Boundaries of the Brown-Dwarf Desert as Seen with the APOGEE Spectroscopic Binaries
The state of globular clusters at birth II: primordial binaries
本文利用MOCCA蒙特卡罗程序对银河系球状星团中的原始双星布居进行了约束。我们的结果与Milone等人（2012）的观测结果进行了比较，使用光度双星作为真实潜在分布的代理，以检验数据与Kroupa（1995）的双星轨道参数分布和接近1的普遍初始双星分数一致的假设。除了少数可能的异常值，我们发现，数据是一阶一致的普适性假设。具体地说，现在在半质量半径r $_{\rm h}$内的双星分数可以被再现，假设高初始双星分数接近于1，并且具有像在Kroupa分布中那样的主导软双星分量，结合高初始密度（10 $^4$-10 $^6$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$），或低初始二元组分（$\sim$ 5-10%），其主要硬二元组分与接近其现今值的中等初始密度（10 $^2$-10 $^3$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$）结合。这种明显的简并可以使用r $_{\rm h}$之外的二元分数来打破-只有具有显著软组分的高初始二元分数与高初始密度相结合才能有助于再现所观察到的r $_{\rm h}$之外的二元分数与总簇质量之间的反相关。我们进一步使用模拟的现今双星轨道参数分布和Leigh et al.（2012）中介绍的技术来说明，硬和软双星的相对分数可以用来进一步限制初始集群密度和质量密度关系。我们的结果有利于初始质量密度关系的形式r $_{\rm h} \propto…
Encounters involving planetary systems in birth environments: the significant role of binaries
大多数恒星形成于一个集群环境中。单星和双星有时会在如此拥挤的环境中遇到行星系。遇到率的二进制可能会大于单星，即使是低至10- 20%.In这项工作中，我们调查之间的散射太阳-木星对和两个二进制和单星在年轻的集群。我们首先进行了一组模拟的遭遇，涉及广泛的双星和单星，发现更广泛的双星有更大的截面的行星弹射。其次，我们考虑这样的散射在一个现实的人口，绘制参数的双星和单星从观察到的人口。散射的结果是多种多样的，包括弹射，捕获/交换和碰撞。双星系统比单颗恒星更有效地导致行星的喷射和碰撞。因此，在一个集群中，只要二进制分数大于约10%，二进制将主导这两个结果的散射。对于恒星密度为50 pc $^{-3}$，寿命为1亿年，双星分数为0.5的疏散星团，我们估计大约有1%的彗星被抛出，0.1%与恒星相撞，0.1%改变所有权，10%的太阳-木星对在散射过程中获得恒星伴星。这些伴星通常相距1000个天文单位，在一半的情况下（占所有太阳-木星对的5%），它们可以通过Kozai-Lidov机制激发行星的轨道，然后被后来的遭遇剥离。我们的结果表明，太阳系可能曾经在其诞生星团中有过一个伴星。
Stellar spectral-type (mass) dependence of the dearth of close-in planets around fast-rotating stars. Architecture of Kepler confirmed single-exoplanet systems compared to star-planet evolution models
Magnetar counterparts, kinematics and birth sites with HST and JWST
European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲航天局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学系/IMAPP）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲航天局（ESA）欧洲空间天文中心（ESAC））；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）；Department of Physics, The George Washington University（乔治华盛顿大学物理系）；GWU/Astronomy, Physics and Statistics Institute of Sciences (APSIS)（乔治华盛顿大学/天体物理学、物理学和统计学科学研究所（APSIS））；School of Physics and Astronomy, University（物理与天文学学院，大学）
The gravitational wave signal from diverse populations of double white dwarf binaries in the Galaxy
使用一个详细的银河系模型，我们认为不同的贡献，从隆起，薄盘，厚盘，晕，和人口合成的方法，我们确定了出生率，数量和周期分布的双白矮星（DWD）在每个组件。在整个银河系中，我们的模型预测DWD的当前出生率为3.21x10^{-2} yr^{-1}，局部密度为2.2x10^{-4} pc^{-3}，总数为2.76x10^{8}。假设SNIa是由两颗CO白矮星合并形成的，则SNIa的速率应为0.0013年^{-1}。DWD应变振幅和数量分布的频谱作为银河系成分，DWD类型，形成通道，和金属丰度的函数。我们确认CO+He和He+He白矮星（WD）对在非常高的频率（log f Hz^{-1} > -2.3）下应该占主导地位，而CO+CO和ONeMg WD对在log f Hz^{-1} <-2.3下具有主导贡献。地层通道包括两个共同包络（CE）阶段或一个稳定的罗氏波瓣溢流阶段，随后是CE阶段，在log f Hz^{-1} >-4.5时，主导LISA可检测到的DWD的产生。轨道周期最短的DWD将来自CE+CE通道。暴露核心加CE通道是次要通道。将检测到一些已解决的DWD，占银河系DWD总数的0.012%。其中大部分是通过CE+CE通道形成的CO+He和He+He对。
Tidal capture formation of Low Mass X-Ray Binaries from wide binaries in the field
我们提出了一个潜在的有效的动力学形成方案的低质量X射线双星（LMXB）在外地，重点是黑洞（BH）LMXB。在这个形成通道中，LMXB是由宽双星（$(>1000$ AU）和BH组成部分以及恒星伴星形成的。宽双星受场星飞掠的扰动，其轨道随时间随机行走和变化。这种扩散过程可以驱动双星进入一个足够偏心的轨道，使得双星的潮汐分量在近心处相互作用，并演变成短周期双星，最终演变成LMXB。通过这个通道的LMXB的形成率主要取决于这种BH宽双星祖先的数量，这反过来又取决于出生时给予BH（或NS）的速度反冲。我们考虑了几种模型的形成和生存的这种宽的二进制文件，并计算LMXB形成率为每个模型。我们发现，BH形成的模型，通过直接崩溃，没有/很少natal踢可以引起高的形成率与那些从观察推断。这个形成场景有几个观测特征：（1）LMXB的数量密度通常遵循背景恒星密度;（2）BH恒星伴星的质量函数应该与背景恒星星族的质量函数相当，可能在$0.4-0.6$ M $_{\odot}$达到峰值。后一方面，特别是，是独特的，这个模型与以前建议的LMXB形成模型以下共同的信封二进制恒星演化。我们注意到，NS LMXB可以类似地从宽双星形成，但它们通过这个通道的形成率可能会显着较小，因为它们的出生踢高得多。
Fossil field decay due to nonlinear tides in massive binaries
表面磁场已经在5%到10%的孤立的大质量恒星中被检测到，它们承载着外部辐射包层。它们通常被认为有化石起源，来自恒星形成阶段。然而，在短周期双星中，磁性大质量恒星是罕见的，正如BinaMIcS（Binarity and Magnetic Interaction in various classes of Stars）合作报告的那样。分子云中不同的物理条件产生了孤立的恒星和双星，这是经常被引用的。此外，我们提出，观测到的低磁场入射近双星可能是由于非线性潮汐。实际上，密近双星很可能倾向于潮汐不稳定，一种通过非线性效应在平衡潮汐流上增长的流体不稳定。然而，分层效应迄今在很大程度上被忽视。本文从理论和数值两方面研究了磁场作用下快速旋转、稳定分层流体中的潮汐不稳定性。我们使用短波长的稳定性方法，提出了一个全面的（本地）理论的潮汐不稳定性的线性发病，讨论阻尼效应。然后，我们提出了一个混合长度理论的混合所产生的潮汐不稳定的非线性制度。我们成功地评估了我们的理论预测对概念验证，直接数值模拟。最后，我们比较我们的预测与短周期，双线光谱双星系统的观察。使用新的分析结果，交叉验证的稳定性方程的直接集成，我们表明，潮汐不稳定性可以产生的非线性耦合的惯性重力波与平衡潮汐流在短周期大规模的二进制文件，甚至对焦耳扩散。在非线性区域，饱和潮流引起的湍流磁扩散可以耗散古磁场。我们预测，动荡的焦耳扩散的化石领域将发生在…
Stability and Coalescence of Massive Twin Binaries
大质量恒星通常存在于双星系统中，周期小于10天的双星系统可能倾向于接近相等的质量。在本文中，我们研究了这些双星系统的演化过程，以及它们可能是双中子星双星的祖先的可能性。观测到的双中子星双星的小轨道分离表明，祖先系统在其演化过程中至少经历了一次共同的包络相。Bethe & Brown（1998）提出，当两颗双星同时沿红巨星分支或渐近巨星分支上升时，它们将经历一个共同的包络演化，也称为双核演化。使用从恒星演化代码Evolve Zero Age Main Sequence生成的模型，我们确定了质量比的范围，导致两个组件同时上升RGB或AGB作为出生时间t的差异的函数。我们发现，即使是慷慨的t= 500万年，最小质量比qmin=0.933的8太阳质量的主要和增加较大的主要。我们使用的流体动力学代码，StarSmasher，专门研究q=1的共同信封系统作为初始组件的质量，年龄和轨道分离的函数的演变。我们发现的动力学稳定极限，最大的轨道分离的二进制变得动态不稳定，作为组件的质量和年龄的函数。最后，我们计算了喷射物质的效率，在螺旋阶段外推的剩余二进制从我们的数值结果的属性，假设共同的信封是完全弹出。我们发现，对于标称的核心质量，有一个最小的轨道分离，对于一个给定的组件质量，这样的氦核心生存的共同信封演变在一个紧密结合的二进制和可行的祖双中子星。
恒星死亡时处于双星或三双星状态的恒星比例以及超新星爆发后幸存的恒星比例是演化模型和引力波源群预测的关键约束条件。这些分数也可以直接通过观测来确定。在这里，我们搜索10个超新星遗迹（SNR）包含未绑定的二进制或三重使用盖亚EDR 3和新的统计方法和测试假阳性的自行车的紧凑的对象。我们确认了G180.0-01.7中的一个已知的未绑定二进制文件HD 37424，并且没有发现其他例子。结合我们之前对绑定和未绑定二进制文件的搜索，并假设没有偏向于寻找相互作用的二进制文件，我们发现72.0%的（52.2%-86.4%，90%置信度）的SN产生中子星在爆炸时不是双星，13.9%（5.4%-27.2%）的程序生成绑定二进制文件，12.5%（2.8%-31.3%）的程序生成未绑定二进制文件。有一个强烈的偏见，有利于发现相互作用的二进制文件，中位数移动到76.0%的死亡时不是二进制文件，9.5%离开绑定和13.2%离开未绑定的二进制文件。爆炸不会留下双星，<18.9% can be fully unbound triples. These limits are conservatively for M>5 Msun恒星，尽管单个系统的质量限制明显更强。PSR J 0538 +2817的前身在诞生时可能是一颗13- 19 Msun的恒星，而在爆炸时可能是一颗洛希有限的、部分剥离的恒星，它将质量转移到HD…
Dynamics of black hole - neutron star binaries in young star clusters
年轻的星团可能是宇宙时间中大质量恒星最常见的诞生地，并以多种方式影响紧凑双星的形成。本文利用粒子数合成程序\texttt{MOBSE}与体程序\texttt{NBODY6++GPU}的接口，模拟了年轻星团中黑洞-中子星双星的形成过程.年轻星团中形成的BHNS（动力学BHNS）比孤立双星形成的BHNS（孤立BHNS）质量大得多：$\sim{}40$ ~\%的动力学BHNS合并有总质量$>15$ M $_\odot$，而只有$\sim{}0.01$ ~\%的孤立BHNS合并有超过这个值的质量。因此，我们的模型强烈支持GW 190814的动力学形成的情况下，它的总质量$\sim{}26$ M $_\odot$，如果这个事件是一个BHNS合并。我们所有的动力学BHNS都是在它们合并之前从它们的母星团中喷射出来的。因此，发生在该领域的BHNS合并的一个重要部分可能起源于一个年轻的星团。从引力波探测的BHNS合并的质谱将提供一个线索，以区分动力学和孤立形成的BHNS。
