Massive interacting binaries as an enrichment source for multiple populations in star clusters
本文通过大质量双星演化模型表明，非守恒质量转移产生的抛射物具有与观测一致的多族群元素丰度，并能在约12 Myr内返还双星族群约25%的质量。
2024-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reverse Algols and hydrogen-rich Wolf-Rayet stars from very massive binaries
通过模拟LMC金属丰度下30–90 M⊙超大质量双星，研究揭示接近爱丁顿极限导致逆大陵变星、质量转移异常及富氢WR星风，并关联引力波源演化。
2023-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed evolutionary models of massive contact binaries: I. Model grids and synthetic populations for the Magellanic Clouds
大多数的近距离大质量双星的初始周期只有几天，它们会经历一个接触阶段，在这个阶段中，两颗恒星同时溢出它们的洛希叶。我们进行了第一次专门研究的大规模接触双星的演变，并提供了一个全面的预测，其观察到的属性。我们计算2790个详细的大麦哲伦云和小麦哲伦云的二元模型，假设一个保守的质量转移。两个网格的初始参数空间跨度总质量为20至80 $\,\textrm{M}_{\odot}$，轨道周期为0.6至2天，质量比为0.6至1.0。我们发现，在核时间尺度上保持接触的模型朝着相等的质量发展，与它们观察到的对应物的质量比相呼应。最终，我们的核时间尺度模型的命运是在主序列上合并。我们预测的O型接触双星的周期质量比分布是相似的两个星系，我们预计10个这样的系统一起在麦哲伦云。虽然我们可以在很大程度上重现观察到的分布，我们高估了人口的等质量接触二进制。如果我们也考虑接近接触的二进制文件，这种情况会得到一定程度的补救。我们的理论分布工作特别好接触双星周期$<$ 2天和总质量$\lessapprox45\,\textrm{M}_{\odot}$。我们预计恒星风，非保守的质量转移和信封通货膨胀发挥了作用，在形成更大的质量和更长的周期接触双星。
2021-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A relation between the radial velocity dispersion of young clusters and their age: Evidence for hardening as the formation scenario of massive close binaries
OB星协中的大部分大质量恒星（$>8$ $\rm{M_{\odot}}$）都是在近距离双星系统中发现的。尽管如此，这些近距离大质量双星的形成机制还不清楚。使用文献数据，我们测量的径向速度色散（$σ_\mathrm{RV}$）作为代理的密切的二元分数在10个OB协会在银河系和大麦云云，年龄范围从1到6百万年。我们发现这种分散与集群的年龄，这是符合二进制硬化的积极趋势。假设$f_\mathrm{bin}$的普适二进制分数= 0.7，我们将$σ_\mathrm{RV}$行为转换为最小轨道周期$P_\mathrm{cutoff}$的演化，从100万年时的$\sim$ 9.5年到$\sim$ 600万年时样本中最老的星团的$\sim$ 1.4天。我们的研究结果表明，双星形成在较大的分离，他们在大约1至2百万年硬化产生的周期分布在几百万年前的OB双星观察。这种向内的迁移可能是由与残留的吸积盘或系统中其他年轻恒星物体的相互作用驱动的。我们的研究结果构成了第一个经验证据，有利于移民作为一个方案，形成大规模的密切的二进制文件。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Interacting Binaries Enhance Feedback in Star-Forming Regions
本文提出在星团形成模拟中纳入大质量相互作用双星反馈的新框架，发现其电离辐射可增强三个数量级，显著增大HII区并提高气体能量与压力，证明双星反馈是星团形成区不可忽略的重要机制。
2025-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive binaries as the source of abundance anomalies in globular clusters
在球状星团中观察到的异常现象表明，氢燃烧产生的物质污染了环境。两个主要的来源被认为是：渐近巨星分支（AGB）恒星和在分裂极限附近旋转的大质量恒星（自旋星）。我们建议大规模的二进制文件作为替代来源。我们计算了一个20 Msun的恒星在密近双星的演化，发现它的脱落约10 Msun。喷出物富含He，N，Na和Al，C和O贫乏，类似于在球状星团中观察到的丰度模式。与大质量恒星的快速辐射驱动风相反，这种物质通常以低速喷射。我们预计它会留在球状星团的势阱中，并成为第二代恒星形成或污染的可能。我们估计，大量的处理低速物质喷出的量大于AGB星和自旋星的贡献相结合，假设大多数的大质量恒星在一个原始球状星团相互作用。如果我们考虑到双星中中等质量恒星的可能贡献，并假设喷出物被等量的未处理物质稀释，我们发现这种情况可以提供足够的物质形成第二代低质量恒星，其数量与第一代低质量恒星一样多。在这种情况下，没有必要做通常采用的假设，如第一代恒星的优先损失，星团的外部污染，或异常的初始质量函数。[删节]
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO Outflows as Tracers of Massive Star Formation in Infrared Dark Clouds
为了研究大质量恒星形成的早期阶段，我们给出了32个红外暗云（IRDC）团块的SiO（5 - 4）发射的ALMA观测和6 cm连续发射的VLA观测，空间分辨率低至$\lesssim 0.05$ pc。在32个团块中，我们在20个团块中检测到SiO发射，其中11个团块中的SiO发射相对较强，可能追踪原恒星流出。一些SiO流出是准直的，而另一些则不那么有序。对于六个最强的SiO流出，我们估计基本的流出属性。在我们的整个样品中，在有SiO发射的地方，我们发现附近有1.3 mm的连续谱和红外发射，但反之亦然。我们建立了1.3 mm连续发射的光谱能量分布（SED），并将其与辐射转移（RT）模型拟合。SED拟合返回的低光度和恒星质量表明这些是早期的原恒星。我们看到一个轻微的趋势，增加SiO线光度与热光度，这表明更强大的冲击附近的更大规模的YSO。我们没有看到SiO光度与$L/M$所指示的演化阶段之间的明确关系。我们的结论是，作为一个原恒星接近热光度的$\sim 10^2 \: L_{\odot}$，在外流的冲击一般是足够强的，以形成SiO的排放。VLA 6厘米的观测对15块最强的SiO发射检测发射在四个团块，这可能是冲击电离射流与这些原恒星的核心更大的质量。
2021-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five More Massive Binaries in the Cygnus OB2 Association
我们提出了四个OB光谱双星，MT 145，GSC 03161-00815，2 MASS J20294666+4105083，和Schulte 73的轨道解，和部分轨道解的B光谱双星，MT372，作为正在进行的研究的一部分，以确定在天鹅座OB 2协会的大质量双星的轨道参数的分布。MT 145是一颗新的单线中等偏心（e=0.291+/-0.009）分光双星，周期为25.140+/-0.008天。GSC 03161-00815是一颗稍微偏心（e=0.10+/-0.01）、食、互作用、双线分光双星，周期为4.674+/-0.004天。2 MASS J20294666+4105083是一颗中等偏心（e=0.273+/-0.002）的双线分光双星，周期为2.884+/-0.001天。舒尔特73是一颗稍微偏心的双星（e=0.169+/-0.009），双线分光双星，周期为17.28+/-0.03天，也是我们巡天中第一颗质量比q=0.99+/-0.02的“双胞胎”。MT372是一个周期为2.228天的单线食系统，具有低偏心率（e~0）。在天鹅座OB 2中已知的18颗OB双星中，有14颗具有周期和质量比。新出现的证据还表明，log（P）的分布是平坦的，符合Oepik定律。
2009-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deficit of Massive White Dwarfs in Gaia Astrometric Binaries
基于盖亚天体测量双星样本，研究发现K/M矮星伴白矮星系统中大质量白矮星比例比场星低一个数量级，可能源于稳定质量转移或缺乏并合产物，约14%系统有远距离第三体。
2024-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eccentricity Boost of Stars Around Shrinking Massive Black Hole Binaries
基于一个简单的几何方法，我们分析了恒星围绕圆形轨道上收缩的大质量黑洞双星的Kozai-Lidov机制的演化。我们发现，由于星团的牛顿势引起的一种特殊的分岔模式，恒星的轨道可以变得高度偏心。这种转变在初始偏心率小的恒星中突然发生。我们的方法也将有助于在各种天体物理背景下研究Kozai-Lidov机制。
2016-05-16 astro-ph.GA
The Nature of Unseen Companions in Massive Single-Line Spectroscopic Binaries
大质量恒星主要是以双星和更高阶的倍数发现的。虽然OB星的周期和偏心率分布现在已经在不同的金属丰度范围内得到了很好的确定，但质量比的确定主要限于双线光谱双星。因此，质量比分布仍然存在很大的不确定性。开放的问题包括形状和范围的同伴质量函数对它的低质量端和未检测到的同伴单线光谱双星的性质。在这篇文章中，我们提出了一个大的和系统的分析的结果，在银河系和大麦云（LMC）的80多个单线O型光谱双星（SB1）的样本。我们报告了开发的方法、对SB 1伴星性质的限制、LMC金属丰度下O星质量比的分布以及静止OB+黑洞双星的出现。
2022-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of primordial binary on the dynamical evolution of intermediate massive star clusters
观测发现，星团包含了大部分的双星。紧双星是影响星团长期动力学演化的重要热源。然而，由于$N$体工具的局限性，以往的球状星团理论模型直接使用$N$体模拟没有研究大部分原始双星如何影响其长期演化。在这项工作中，通过使用高性能的$N$体代码，PeTar，我们进行逐星模型的中间质量GC（$N=100000$）与原始的二元分数从0到1。我们发现，当恒星质量黑洞（BH）子系统存在时，GC的结构演化（核心半径和半质量半径）只取决于大质量原始双星的性质，因为它们影响BH双星（BBH）的数量，而BBH是双星加热过程的主导因素.低质量双星包括双白矮星双星（BWD）对动力学几乎没有影响。同时，只有来自BBH的引力波（GW）合并强烈地受到动力学相互作用的影响，而来自BWD的低质量合并在孤立环境（场）和GC中没有表现出任何差异。低质量双星只有在大多数黑洞逃逸和轻恒星的核心坍缩发生后才变得重要。我们的结果表明，对于$N$体模型的GC与一个黑洞子系统主导的二元加热，它是没有必要包括低质量的双星。这些双星可以通过使用独立的二进制恒星演化代码单独研究。这种方式可以大大降低计算成本。
2021-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive black hole binaries from runaway collisions: the impact of metallicity
逃逸碰撞是解释年轻致密星团中中等质量黑洞形成的最有希望的机制之一。另一方面，参与失控碰撞的大质量恒星会因恒星风而失去质量。在本文中，我们讨论了大质量（6.5x10^4 Msun）星团的新N体模拟，其中我们增加了不同金属丰度下的恒星风和超新星爆炸的升级配方。通过动力学和恒星演化，我们跟踪了主碰撞产物（PCP）的演化，直到它形成恒星遗迹。在太阳金属丰度下，最终合并产物的质量从几个太阳质量到30 Msun。在低金属丰度（0.01-0.1兆太阳）时，最大残余质量约为250兆太阳，在IMBH范围内。大部分（~0.6）的PCP没有从母星团中喷出，并获得恒星或黑洞（BH）同伴。大多数拥有PCP的长寿命双星都是BH-BH双星。讨论了这一结果对引力波探测的重要意义。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent gas: I. Automated exploitation of massive astrochemical model grids
电离分数在中性星际介质的物理和化学中起着关键作用，从控制气体与磁场的耦合到允许驱动星际化学的快速离子-中性反应。大多数对电离分数的估计都依赖于氘代物质，如DCO+，其检测仅限于致密的核心，代表了它们所处的巨大分子云体积的极小部分。随着大视场高光谱图的出现，可能会发现新的示踪剂。我们基于天体化学模型网格搜索电离分数的最佳可观测示踪剂。我们建立模型网格，随机采样大量的物理条件（不可观测的量，如气体密度，温度等）。并计算相应的观测值（线强度，柱密度）和电离分数。我们通过训练随机森林模型来估计每个潜在示踪剂的预测能力，以根据这些模型网格预测该示踪剂的电离分数。在半透明介质和冷重介质条件下，发现了几种对电离分数具有很好预测能力的可观测示踪剂，发现冷重介质条件下的几种示踪剂比传统的DCO+/HCO+比值更好，适用范围更广。我们还提供了更简单的分析拟合估计电离分数从最好的示踪剂，并估计相关的不确定性。我们讨论了本研究的局限性，并选择了一些推荐的示踪剂在这两种类型的条件。这里介绍的方法是非常通用的，可以应用于任何其他感兴趣的量（宇宙线通量，元素丰度等）的测量。从任何类型的模型（PDR模型，时间依赖的化学模型等）。（节略）
2020-07-27 astro-ph.GA
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
Massive binaries in the vicinity of Sgr A*
对超大质量黑洞Sgr A* 附近最明亮和质量最大的恒星进行了长期的光谱和光度测量，发现了两个新的双星：一个长周期的Ofpe/WN 9双星，GCIRS 16 NE，离心率为0.3，周期为224天，另一个是日食的沃尔夫-拉叶双星，周期为2.3天。加上已经确认的双星GCIRS 16 SW，现在在银河系中心的0.21，pc内部有三个已确认的OB/WR双星。使用径向速度变化的上限，我们能够约束的光谱在银河系中心的二进制分数$F_{\rm SB}=0.27^{+0.29}_{-0.19}$在95%的置信水平，一个大规模的二进制分数类似于在密集的集群中观察到的。光度振幅为$Δm>0.4$的食双星的比例为$F^{\rm GC}_{\rm EB}=3\pm2%$，这与本地OB星团（$F_{\rm EB}=1%$）一致。总的来说，银河系中心的双星分数似乎接近可比的年轻星系团的双星分数。
2013-07-30 astro-ph.GA
Planetary nebulae as tracers of accreted stellar populations in massive galaxies in groups and clusters
Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku（芬兰ESO天文学中心，图尔库大学）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图奥拉天文台，图尔库大学物理与天文学系）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology (TCSMT), University of Turku（图尔库科学、医学与技术学院，图尔库大学）
本文为小型综述，聚焦行星状星云（PNe）作为示踪剂，研究100 Mpc内星系群/团的晕及团内光组装，关联PN指标与原位-异位恒星族群转变，结合积分场巡天，展望新仪器并探讨恒星演化模型与观测的调和问题。
2025-10-28 astro-ph.GA
Probing the evolving massive star population in Orion with kinematic and radioactive tracers
我们收集了猎户座中最大质量的恒星的普查，然后使用恒星等时线来估计它们的质量和年龄，并使用这些结果来建立猎户座的个人OB协会的恒星内容。由此，我们的新的人口合成代码被用来推导的历史的紫外辐射和动能的物质喷出的大质量恒星，并遵循喷射的长寿命放射性同位素26 Al和60 Fe。为了估计我们的方法的精度，我们比较和对比大质量恒星的三种不同的表示。我们比较预期的输出与26铝伽马射线信号和波江座腔的程度的观察。我们发现大质量恒星发射的积分动能为1.8（+1.5-0.4）乘10^52尔格。这个数字与创造波江座超级气泡所需的能量相一致。我们还发现，我们的模型与观测到的26 Al信号非常吻合，估计猎户座区域的26 Al质量为5.8（+2.7-2.5）× 10^-4 Msol。我们的人口合成的方法证明了猎户座地区再现三种不同的可观察到的输出从大质量的恒星在一个一致的方式：动能表现在ISM挖掘，电离表现在自由的自由发射，和核合成喷出物表现在放射性γ射线。我们的模型和观测值之间的良好匹配并不需要对质量损失进行相当大的修改。如果成团效应很强，则需要确定其他进程，以补偿其对双恒星产出的影响。我们的人口综合分析共同对待运动学输出和放射性同位素的回报，这证明了一个强大的扩展的方法，约束反馈从大质量恒星。
2010-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of massive Star-forming regions -XX. Probability distribution function of integrated intensity for dense molecular gas tracers
本研究基于ATOMS巡天观测135个大质量恒星形成团块，建立了致密气体示踪物积分强度的对数正态分布与幂律尾组合模型，发现H13CN和HC3N能有效示踪受引力束缚的致密气体，且恒星形成效率与I-PDF幂律指数及密度分布指数U呈弱负相关。
2025-01-28 astro-ph.GA
Secular Evolution Of Binaries Near Massive Black Holes: Formation of compact binaries, merger/collision products and G2-like objects
在这里，我们讨论了在核星团中MBH周围双星的演化。我们专注于他们的长期演化由于由MBH的扰动，而简单地占他们的碰撞演化。相对于MBH轨道高度倾斜的双星强烈地受到长期过程的影响，这些过程周期性地改变它们的偏心率和倾角（例如Kozai-Lidov周期）。在近心点接近过程中，潮汐摩擦等耗散过程可能变得非常有效，并可能导致双星轨道的收缩甚至合并。因此，在这种环境中的双星可以显着改变其轨道演化由于MBH的第三体微扰效应。这样的轨道演化可能会影响它们后来的恒星演化。在这里，我们遵循这样的双星的长期动力学和它的耦合到潮汐演化，以及恒星演化这样的双星在较长的时间尺度。我们发现，恒星双星的中心部分的NSC是非常有可能演变成偏心和/或短周期的双星，并成为强相互作用的双星无论是在主序列（在这一点上，他们甚至可能合并），或通过他们后来的二进制恒星演化。因此，NSC的中心部分催化强相互作用双星的形成和演化，并导致蓝离散星，X射线双星，引力波源和可能的超新星祖先的形成增强。诱发合并/碰撞也可能导致G2云状物体的形成，例如最近在银河系中心观察到的物体。
2014-11-24 astro-ph.GA
Opacities of dense gas tracers in galactic massive star-forming regions
本文利用10米SMT望远镜对51个银河系大质量恒星形成区进行HCN/H13CN和HCO+/H13CO+ 3-2成图观测，比较空间分辨与空间平均两种方法得到的光学深度，发现二者高度一致，相关系数达0.997，验证了未分辨测量方法的可靠性。
2023-09-18 astro-ph.GA
The bias of the submillimetre galaxy population: SMGs are poor tracers of the most massive structures in the z ~ 2 Universe
人们经常声称，超密度的（甚至个别明亮的）亚毫米选择星系（SMG）追踪宇宙中最大质量的暗物质结构的组装。我们通过对莫斯科大剧院宇宙学模拟的模拟SMG目录进行细胞计数分析来测试这一说法，以研究SMG协会如何追踪底层暗物质结构。我们发现，SMG表现出相对复杂的偏见：一些地区的高SMG超密度不足的暗物质质量，和一些地区的高暗物质过密度不包含SMG。由于它们的稀有性，泊松噪声在固定的暗物质过密度下导致SMG过密度的散射。因此，亮度较低、数量较多的星系（即莱曼破裂星系类似物）组成的丰富星系团比SMG更好地追踪最高的暗物质过密度。即使平均而言，SMG星协也是最显著的暗物质过密度的相对较差的示踪剂，因为“缩小”：在z < ~2.5时，居住在最高暗物质过密度中的最大质量星系已经停止了它们的恒星形成，因此不再是SMG。在给定的红移下，在10%最大质量的超密度中，只有约25%包含至少一个SMG，并且不到百分之几包含一个以上的SMG。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Close Binaries through Massive Black Hole Perturbations and Chaotic Tides
University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究通过大质量黑洞扰动和混沌潮汐，揭示宽双星在高偏心率下形成紧密双星的新机制，为超高速星的产生提供新通道。
2026-05-05 astro-ph.GA
Dynamics of massive stellar black holes in young star clusters and the displacement of ultra-luminous X-ray sources
在低金属量环境中，大质量恒星可能会避免超新星爆炸而直接坍缩，形成大质量（~25-80太阳质量）恒星黑洞（MSBH），在它们的生命结束时。MSBH当位于年轻的大质量星团中时，预计会形成双星，并与恒星发生强烈的相互作用，主要是通过三体相遇。我们模拟各种实现的年轻星团托管MSBH硬双星与大质量的恒星。我们发现，很大一部分（~ 44%）的MSBH二进制弹出一个很短的时间尺度（<=10万年）。喷出的MSBH相对于母星系团的偏移与观测到的X射线双星和超亮X射线源是一致的。此外，三体相遇改变了MSBH双星的性质：半长轴变化<= 50%，系统的离心率通常增加。我们不久将讨论我们的模拟的影响，形成高质量的X射线二进制主机MSBH。
2011-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outer Stellar Mass of Massive Galaxies: A Simple Tracer of Halo Mass with Scatter Comparable to Richness and Reduced Projection Effects
利用“超级超级凸轮斯巴鲁战略计划”（HSC巡天）的弱引力透镜数据，研究了不同恒星质量估计在追踪晕质量方面的潜力。我们考虑星系的$\log {M_{\star}/M_{\odot}}>11.5$在0.2 < z < 0.5仔细测量的光剖面和集群的redMapPer和CAMIRA丰富的算法。我们设计了一种方法（“TopN”测试），以评估不同的示踪剂和相互比较晕质量代理在四个数量密度箱使用堆叠星系星系透镜配置文件的晕质量可观测的关系的散射。这项测试揭示了三个关键发现。在R<30 kpc范围内，基于cModel测光或孔径光度的恒星质量是晕质量的一个很差的代用指标。相比之下，恒星质量的外层信封是一个很好的晕质量代理。在R=[50，100] kpc，M*[50，100]范围内的恒星质量具有与$\log{M_{\rm vir}/M_{\odot}}>14.0$最先进的基于丰度的星团发现器相当的性能，并且可以在较低的晕质量下成为更好的晕质量示踪剂。最后，使用N体模拟，我们发现M*[50，100]选择的大质量晕的透镜轮廓与没有投影或偏心效应的样本的预期一致。另一方面，丰富度选择的集群在它们的透镜配置文件中在R~1 Mpc处显示出过量，这可能表明来自选择偏差的更显著的影响。这些结果表明，基于Mstar的示踪剂在识别大质量晕方面具有明显的优势，这可能为星团宇宙学开辟新的途径。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of discs around super-massive black hole binaries
我们的$10^4M_\odot$湍流分子云在近径向下落到$10^6M_\odot$，等质量超大质量黑洞二进制的演变，使用修改后的版本的SPH代码GADGET-3。我们研究了根据双星和云轨道之间的相对倾角而形成的不同气体结构。我们的第一个结果表明，一个对齐的轨道产生迷你盘围绕每个黑洞，几乎与二进制对齐;一个垂直的轨道产生错位的迷你盘;和一个反对齐的轨道产生一个circumbinary，反向旋转环。
2015-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the behaviour of eccentric sub-pc massive black hole binaries embedded in massive discs
本研究利用PHANTOM模拟嵌入大质量盘中的大质量黑洞双星，发现临界偏心率非唯一值，且依赖于初始条件；质量比越不相等，临界偏心率范围越窄，并测量了优先吸积和粘性参数α，对引力波背景研究有启示。
2024-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of black hole-star binaries formed in $N$-body simulations of massive star clusters: implications for Gaia black holes
通过模拟32个不同初始参数的大质量星团，研究黑洞-恒星双星性质，发现动力学形成的双星特征及类盖亚BH1/BH2的形成路径，未发现类BH3或因样本量有限。
2025-02-20 astro-ph.GA
The competing effect of gas and stars in massive black hole binaries evolution
大质量的黑洞双星被预测形成的宇宙结构的层次组装，并将代表低频引力波（GW）检测目前和即将到来的GW实验的最响亮的来源。在进入GW驱动的状态之前，它们的演化是由与周围恒星和气体的相互作用驱动的。虽然恒星的相互作用总是会使双星缩小，但最近的研究预测了双星外旋的可能性，这可能是由气体盘的存在所介导的，这可能会无休止地延迟合并并影响大质量双星的合并率。在这里，我们实现了一个半分析的治疗，遵循的恒星和气体的综合作用下的二元演化。我们发现，双星可能outspiral只有当他们附近或以上的爱丁顿限制，只有直到他们的分离达到气体盘自引力半径。即使是外螺旋的情况下，双星最终也会达到足够大的质量，让GW接管并驱动它合并。恒星硬化，质量增长和GW驱动的螺旋的综合作用使双星最多在几百万年内合并，这意味着气体驱动的膨胀不会严重影响即将到来的GW设施的探测前景。
2021-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular tracers of PDR-dominated galaxies
光子主导区是星系外强有力的分子谱线发射区。他们预计在星系中的高速率的大质量恒星形成由于无论是星暴（SB）事件或星暴耦合活动星系核（AGN）事件。我们已经探索了PDR化学的一系列物理条件，代表了各种星系类型。我们的主要结果是证明了化学对物理条件变化的敏感性。我们采用几种星系类型的相关物理参数的粗略估计，并使用我们的模型来预测这些条件下合适的分子示踪剂。这套推荐的分子示踪剂与我们推荐的用于嵌入大质量恒星的星系的分子示踪剂不同。因此，分子观测原则上可以用来区分遥远星系中星暴和SB+AGN的激发。我们的建议是有用的准备赫歇尔和ALMA的建议，以确定在星系中的激发源。
2009-03-18 astro-ph.GA
Probabilistic eccentricity bifurcation for stars around shrinking massive black hole binaries
基于久期理论，讨论了有质量次级黑洞以零偏心率坠入的核星团中恒星的轨道演化。我们发现，恒星的偏心率可以表现出急剧的转变，强烈依赖于它们的初始条件。通过研究相空间结构的相关哈密顿量，我们表明，这些特征行为的一部分是由于概率分岔在分界线交叉，导致从逆行拱进动的集群潜力。我们还表明，分界线的交叉点是密切相关的实现一个大的偏心率，并可能是重要的天体物理现象，如潮汐破裂事件或引力波排放。
2017-08-01 astro-ph.GA
The Effect of Impact Parameters on the Formation of Massive Black Hole Binaries in Galactic Mergers
利用N体模拟方法，研究了星系合并过程中两个大质量黑洞（MBH）下沉形成大质量黑洞双星（MBHB）的过程。在不同的碰撞参量和不同的祖星系中心恒星密度下，分析了MBH从合并开始到结合MBHB形成的轨道。与先前的理论相反，双MBH进入其动力学半径的时间是类似的时间的绑定MBHB的形成，我们发现，这两个时间可能会偏离时，祖星系的中心恒星密度较低。另一方面，当前体星系的中心恒星密度较高且合并的碰撞参量较小时，每一个MBH将直接进入其他前体星系的核心半径，从而导致MBHB形成时间的变化。
2021-12-22 astro-ph.GA
Evolution of Massive Black Hole Binaries in Collisionally Relaxed Nuclear Star Clusters -- Impact of Mass Segregation
大质量黑洞（MBH）双星被认为是最重要的引力波（GW）源之一，可以被像LISA这样的GW探测器探测到。然而，有很多的不确定性的MBH二进制的动态在导致GW排放阶段的阶段。最近有人提出，核星团（NSC）可以提供一个可行的途径，以克服最终秒差距的问题，MBH双星在星系的中心。NSC是碰撞系统，其中动力学将通过质谱的存在而改变。在这项研究中，我们使用了一套高分辨率的$N$体模拟超过100万个粒子，以了解如何碰撞弛豫下的NSC粒子的质谱的存在下，影响两个NSC合并下的MBH二进制的动力学。我们认为MBH二进制不同的质量比和额外的非放松模型。我们发现，碰撞弛豫驱动的质量偏析可以导致加速硬化在较低的质量比的二进制文件，但在较高的质量比的二进制文件有相反的效果。至关重要的是，放松的模型还表明，在二进制形成和硬化阶段，导致更长的合并时间尺度可以忽略不计的增长低得多的偏心率。结果是强大的，并突出了碰撞弛豫的重要性，改变动力学的二进制。我们的模型是最先进的，使用零软化，和足够高的颗粒数来逼真地模拟NSC。
2022-11-17 astro-ph.GA
Linking the fate of massive black hole binaries to the active galactic nuclei luminosity function
大质量黑洞双星的结构形成的层次模型的背景下，自然预测。设法失去大部分角动量的双星可以合并形成一个残余物。在这一过程的最后阶段，黑洞经历了一个非常响亮的引力波发射阶段，可能被当前和未来的探测器探测到。理论上的努力，以获得一个连贯的物理图片的二元路径，以合并仍在进行中。在本文中，我们第一次利用活动星系核演化的观测研究来约束气体驱动的双星衰变的效率。在保守的假设下，我们发现气体吸积到核黑洞可以有效地导致任何质量的双星形成在高红移（> 2）的合并在当前的时间。观测到的吸积黑洞光度函数的“缩小”趋势进一步表明，气体流入足以驱动轻黑洞向下合并，即使它们在较低的红移下结合在双星中，对于~ 1000万太阳质量的双星，z~0.5，对于~ 100万太阳质量的双星，z~0.2。这对未来天基引力波实验中合并黑洞双星的探测率有很大的影响。
2015-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Galactic Centre source G2 was unlikely born in any of the known massive binaries
源G2已经完成了围绕Sgr A* 的近心点通道，Sgr A * 是我们银河系中心的超大质量黑洞。虽然它已经被监测了15年，但它的天体物理性质和起源仍然未知。在这项工作中，我们的目标是测试的假设G2是恒星风碰撞的结果。要做到这一点，我们研究的议案和最终的命运形成的气体团块的恒星风碰撞的结果，在大规模的双星。我们的方法是基于一个测试粒子模型，以描述这种团块的轨迹。该模型考虑了Sgr A* 的引力场、团块与星际介质的相互作用以及它们的有限寿命。我们的分析使我们能够基于以下四个论点来否定这一假设：（1）如果G2自形成以来一直遵循纯粹的开普勒轨道，那么它不可能在任何已知的大质量双星中产生，因为它们的运动是不一致的;（2）一般来说，气体团在足够接近Sgr A* 之前，在很短的时间尺度（<100年）内通过热传导蒸发; iii）IRS 16 SW，G2起源的最佳候选者，不能产生与G2一样大的团块;以及iv）从IRS 16 SW喷射的团块描述了与G2的观测运动显著不同的轨迹。
2018-05-17 astro-ph.GA
Formation of counter-rotating and highly eccentric massive black hole binaries in galaxy mergers
超大质量黑洞（SMBH）双星是激光干涉仪空间天线和脉冲星定时阵列等任务的主要目标。因此，了解它们在合并之前的动力学演化对于改进探测策略和对引力波数据进行天体物理学解释至关重要。在本文中，我们使用高分辨率的$N$体模拟两个等质量星系托管中央SMBH的合并。在我们的模型中，所有的双星最初都是相对于星系旋转方向的。但是，以高离心率形成的双星$e\gtrsim 0.7$，在双星形成的那一刻，很快就逆转了它们的旋转方向，几乎完全逆行。这些二进制的演变过程中，对更大的偏心率，预期在一个反旋转的恒星分布的二进制硬化。以较低的离心率形成的双星保持在相对较低的离心率下。我们研究的起源轨道翻转使用的分析模型，描述了早期阶段的二进制演化。这个模型表明，轨道平面翻转是由于三轴背景质量分布的扭矩，自然产生的星系合并过程。我们的研究结果意味着存在一个人口的SMBH双星具有高偏心率，并可能有显着的影响，这些系统发出的引力波信号的检测。
2021-02-11 astro-ph.GA
Resolved Kinematics of Runaway and Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
利用小麦哲伦云（SMC）中RIOTS 4场OB星的GAIA DR 2自行，研究了逃逸星的运动学。实验数据表明，SMC机翼相对于SMC杆有一个系统的特殊运动，（v_RA，v_Dec）=（62 +/-7，-18+/-5）km/s，相对径向速度为+4.5 +/-5.0 km/s。这清楚地表明，这两个区域在运动学上是不同的：机翼正在远离酒吧，并以64 +/- 10公里/秒的三维速度向大麦云云移动。这与最近云之间直接碰撞的模型一致。我们目前的横向速度分布为我们的领域OB星，确认未绑定的离家出走，包括我们的样本的一半，可能更多的顺序。使用食双星和双线光谱双星作为示踪剂的动态弹出失控，和高质量的X射线双星（HMXBs）作为示踪剂的失控加速超新星踢，我们发现显着的贡献，从两个人口。这些数据表明，HMXB相对于动态喷出的双星具有较低的速度色散，与前者对应的能量较低的超新星踢未能解开组件一致。有证据表明，我们的快速逃逸是由动力学而不是超新星抛射主导的。
2018-10-24 astro-ph.GA
Secular evolution of compact binaries near massive black holes: gravitational wave sources and other exotica
星系核中的超大质量黑洞（SMBH）附近的环境包含大量的恒星和致密天体。其中一小部分可能是二进制的成员。在这里，我们讨论了恒星黑洞和中子星附近的双星的人口，并专注于长期的演变，由于SMBH的扰动。相对于SMBH轨道高度倾斜的双星受到长期Kozai过程的强烈影响，该过程周期性地改变它们的偏心率和倾角（Kozai周期）。在近心点的方法，在最高的偏心率在Kozai周期，引力波发射变得非常有效。在这种环境中，一些双星可以在比哈勃时间短得多的时间尺度上螺旋和合并，并且比不位于SMBH附近的类似双星短得多。因此，SMBH的封闭环境可以作为催化剂的螺旋和合并的双星，并强烈影响其轨道特性。这种紧凑的双星将被下一代的引力波探测器（例如先进的LIGO）探测为引力波（GW）源。大约0.5%的核合并双星将进入LIGO观测窗口，而在轨道上仍然非常偏心（e>~0.5）。因此，这种系统的有效引力波分析需要使用偏心模板。我们还发现，二进制非常接近MBH可以通过一个复杂的动态（非世俗）的演变，导致发射几个GW脉冲在短短几年（虽然这些可能是罕见的）。最后，我们注意到，形成密切的恒星双星，X射线双星及其合并的产品可能会引起类似的长期过程，结合潮汐摩擦，而不是GW排放的情况下，紧凑的对象二进制。
2012-07-26 astro-ph.GA gr-qc
Imprints of massive black-hole binaries on neighbouring decihertz gravitational-wave sources
本研究提出利用同一星系内恒星级双星引力波的长期调制，由未来分赫兹干涉仪间接探测并绘制超大质量黑洞双星族群。
2024-08-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Yields from massive stars in binaries. Chemical evolution of the Milky Way disk
本文利用Farmer等人（2023）的单星与双星剥离大质量恒星产率，结合银河系盘化学演化模型，检验不同双星比例对22种元素太阳丰度及[X/Fe]-[Fe/H]关系的影响，发现双星产率对部分元素预测有显著改进。
2024-12-10 astro-ph.GA
Supernovae in massive binaries and compact object mergers near supermassive black holes
围绕星系核中的超大质量黑洞（SMBH）的核星团是宇宙中的致密系统之一，拥有数百万颗恒星和致密天体（CO）。在距离SMBH几个秒差距的范围内，恒星可以形成双星。在本文中，我们模型的超新星（SN）的过程中，出生在SMBH附近，产生CO二进制的大规模的二进制文件。这些双星后来可以通过发射引力波合并，这是Lidov-Kozai机制的结果。我们研究了这些系统的动力学演化的高精度$N$体模拟，包括后牛顿（PN）项高达2.5 PN阶。我们采用不同的处方出生的速度踢在SN过程中给予，并发现较大的踢导致更紧凑的二进制合并更接近SMBH。我们还得出结论，大多数的合并进入LIGO波段具有非常高的偏心率。最后，我们分别计算了BH-BH、BH-NS、NS-NS的$0.05$-$0.07\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$0.04$- $2\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$9.6\times 10^{-6}$ - $2.7\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$的合并率，小于实际的LIGO-Virgo观测率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Disruption of Inclined or Eccentric Binaries by Massive Black Holes
在银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近的双星，如Sgr A*，很容易受到潮汐破坏，并喷出一颗超高速恒星。我们研究这样的MBH和圆形双星一般的二进制方向和渗透深度（即二进制渗透到BH周围的潮汐半径）之间的相互作用。我们发现，对于非常深的穿透，所有的二进制被打乱时，二进制旋转轴大致朝向BH或它是在相反的方向。当双星自转轴与BH方向之间的夹角在π/4和3 π/4之间时，幸存的机会变得显著。当双星旋转轴垂直于BH方向时，存活机会高达$\sim$ 20 $\%$。对于非常浅的侵彻体，角度依赖性是相反的，在那里共面外侵彻体轨道具有最低的存活机会（或等效地最脆弱）。我们提供了数值拟合的破坏概率和能量增益在BH遇到作为穿透深度的函数。后者可以简单地重新换算的二进制质量，他们的初始分离和二进制BH的质量比，以评估在各种系统中的一个二进制成员的喷射速度。我们还调查了共面，偏心双星的MBH中断。结果表明，对于高偏心双星逆行轨道有一个显着增加的破坏概率和弹射速度相比，圆形双星。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nightmare scenario: measuring the stochastic gravitational-wave background from stalling massive black-hole binaries with pulsar-timing arrays
星系合并时形成的大质量黑洞双星是正在进行的脉冲星定时阵列（PTA）实验和即将到来的天基LISA干涉仪的主要引力波来源之一。然而，它们的形成和合并率仍然非常不确定。最近PTAs获得的随机引力波背景的上限开始与这些系统的配对和轨道演化的理论模型处于边缘紧张状态。这种张力可以通过假设这些双星比预期的更偏心或与环境（气体和恒星）的相互作用更强烈，或者通过解释理论模型构建中可能的选择偏差来解决。然而，另一种（悲观的）可能性是这些二进制文件根本不合并，而是在大（$\sim$ pc）分离时停止。我们探索这种极端的情况下，使用一个星系形成的半解析模型，包括大规模黑洞（孤立的，在二进制），并表明，未来几代的PTA将检测到随机引力波背景下的大规模黑洞二进制人口在$10-15$年的观测，即使在“噩梦般的情况下”，所有的二进制失速在硬化半径。此外，我们认为，这种情况是过于悲观，因为我们的模型预测存在一个子群的双星与小质量比（$q \lesssim 10^{-3}$），应该合并在哈勃时间内，仅仅是由于引力波发射。由于下一代射电望远镜，如SKA或FAST，以及可能的LISA，未来的PTA将以大的信噪比观测到这一子群。
2017-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Infalling clouds onto super-massive black hole binaries - I. Formation of discs, accretion and gas dynamics
有令人信服的证据表明，大多数（如果不是全部）星系在其核心处都有一个超大质量黑洞（SMBH），因此这些大质量物体的双星是宇宙结构层次演化的必然产物，代表了星系演化的一个重要但至今难以捉摸的阶段。通过环双星盘的气体吸积被认为是重要的SMBH双星的动力学演化，以及在产生发光，可用于推断其属性。气体燃料的一个可能来源是由于星际介质中的湍流和引力不稳定性而形成的气体团块，这些气体团块后来落向双星并与双星相互作用。在这种情况下，我们模拟湍流云在近径向的演变成等质量SMBH二进制，使用修改后的版本的SPH代码GADGET-3。我们提出了总共12个模拟，探索不同的可能的近心点距离和相对倾角，并表明，形成的circumbinary光盘和光盘周围的每个SMBH（“迷你光盘”）取决于这些参数。我们还研究了所形成的光盘的动力学，以及在不同的配置到SMBHs的进料速率的变化。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic archaeology with massive stellar black hole binaries
大质量恒星黑洞双星（MBHB）的存在，与初级黑洞（BH）的质量$\ge 31 \, M_\odot$，被证明的探测引力波（GW）事件GW 150914在第一次LIGO/Virgo观测运行（O 1），并连续证实了7个额外的GW信号中发现的O 1和O2的数据。采用星系形成模型\texttt{GAMESH}结合双星布居合成（BPS）计算，通过选择质量和合并红移一致的模拟双星，研究了这些MBHB的起源。我们发现，它们的宇宙出生率峰值在红移范围$6.5 \leq z \leq 10$，无论采用的BPS。这些MBHB是在宇宙再电离结束之前，即大大超过宇宙恒星形成的峰值之前，在低金属量（$Z \sim [0.01-0.1] \, Z_{\odot}$）、低恒星质量星系中形成的旧系统。由合并MBHB产生的GW信号为探测遥远星系中恒星星族的性质开辟了新的可能性，目前这些星系太微弱，无法用现有的电磁设施探测到。
2020-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Massive binary star mergers in galactic nuclei: implications for blue stragglers, binary S-stars and gravitational waves
星系核通常包含年轻的恒星星族，并且在大多数情况下，中心有一个超大质量黑洞（SMBH）。大多数已知的大质量恒星都存在于双星或更高多重性的系统中，在星系核中，与SMBH的引力相互作用会影响它们的长期演化。本文利用高精度的$N$ -体模拟方法研究了SMBH附近恒星双星的轨道演化，包括引潮力和对运动的后牛顿修正。我们专注于Lidov-Kozai（LK）效应引起的SMBH的大质量恒星双星。我们研究了合并双星的性质随SMBH质量、初始质量函数的斜率、双星轨道参数的分布以及耗散潮中能量耗散效率的变化。我们发现，合并的大质量双星的分数是在范围$\sim 4\%$ -$15\%$的质量和轨道要素的初始分布的细节无关。对于类银河核，我们发现一个典型的二进制合并率$Γ\approx 1.4\times 10^{-7}$年$^{-1}$。大质量双星的合并产物可以是再生的蓝离散星，比它们的原始祖先更大，以及类似G2的物体。在LK周期中幸存下来的双星系统可能是X射线和引力波的来源，可以用现在和即将到来的仪器观察到。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fast coalescence of massive black hole binaries from mergers of galactic nuclei: implications for low-frequency gravitational-wave astrophysics
我们调查一个纯粹的恒星动力学解决方案的最后秒差距问题。由大合并产生的星系核不是球形的，但显示出一定程度的三轴性。与$N$体模拟，我们表明，大规模的黑洞二进制（MBHB）主办的，他们将不断与恒星的向心轨道，从而螺旋-在远小于哈勃时间-下降到分离时，引力波（GW）的排放是足够强大的驱动他们合并。这种聚结将是未来星载探测器（如{ \it激光干涉仪空间天线}（LISA））的重要GW源。根据我们的研究结果，我们预计LISA将看到$\sim 10$之间的$\sim {\rm few} \times 10^2$这样的事件每年，这取决于特定的MBH种子模型，在最近的星系合并树和MBH共同进化的研究。使用$e \gtrsim 0.001-0.01$，LISA带中的轨道偏心率将与零明显区分开。
2011-02-23 astro-ph.GA gr-qc
Science with the TianQin observatory: Preliminary results on massive black hole binaries
本文探讨了利用天琴天文台探测宇宙中大质量黑洞双星的引力波的前景。天琴天文台是一个空间引力波干涉仪，计划于21世纪30年代发射。为了确定天琴探测任务的科学范围，本文对天琴探测到的大质量黑洞双星的信噪比、探测率和参数估计精度进行了初步估算。为了使我们的结果尽可能稳健，我们考虑了大质量黑洞的生长历史的几个模型，探索一些关键的天体物理处方的影响，以及所采用的计算方法的影响。在最乐观的模型中，天琴每年可以检测到多达约60起合并。如果天琴探测到红移为15的合并，它将能够估计其光度距离，精度在10%以内;对于红移约为2的邻近事件，天琴可以在合并前24小时发出预警，计时精度约为3小时，天空定位能力约为80度$^2$，从而实现多信使观测。
2019-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
