In this paper, we study the secular dynamical evolution of binaries composed of intermediate-mass and stellar-mass black holes (IMBHs and SBHs, respectively) in orbit about a central super-massive black hole (SMBH) in galactic nuclei. Such BH triplets could form via the inspiral of globular clusters toward galactic nuclei due to dynamical friction, or even major/minor galaxy mergers. We perform, for reasonable initial conditions that we justify, sophisticated $N$-body simulations that include both regularization and Post-Newtonian corrections. We find that mass segregation combined with Kozai-Lidov oscillations induced by the primary SMBH can effectively merge IMBH-SBH binaries on time-scales much shorter than gravitational wave emission alone. Moreover, the rate of such extreme mass ratio inspirals could be high ($\sim 1\ \mathrm{Gpc}^{-3}\ \mathrm{yr}^{-1}$) in the local Universe, but these are expected to be associated with recent GC infall or major/minor mergers, making the observational signatures of such events (e.g., tidal debris) good diagnostics for searching for SMBH-IMBH-SBH mergers. A small fraction could also be associated with tidal disruption events by the IMBH-SBH during inspiral.
Modeling Extreme Mass Ratio Inspirals within the Effective-One-Body Approach
我们提出了第一个模型的极端质量比的有效单体（EOB）的形式主义，专注于非旋转黑洞的准圆形轨道内的吸气。我们发现，经过2年的演化，解析EOB和基于Teukolsky的数值重力波形之间的相位差和（牛顿归一化）振幅差可以分别减小到小于10^（-1）rad和小于2 x 10^（-3）。在EOB方法中包含后牛顿自作用力项导致经过2年的演化后相位不一致约为6-27 rad。这样的包含物还可以允许来自中间质量比、准圆形吸气的波形的EOB建模。
Quantifying the Scientific Potential of Intermediate and Extreme Mass Ratio Inspirals with the Laser Interferometer Space Antenna
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））；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；School of Mathematics and Statistics, University College Dublin（都柏林大学学院数学与统计学院）；Department of Physics, National University of Singapore（新加坡国立大学物理系）；School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学院）；Institute for Gravitational Wave Astronomy & School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学引力波天文研究所及物理与天文学院）
The Formation of Intermediate Mass Black Holes in Galactic Nuclei
大多数恒星演化模型预测黑洞（BH）不应该存在于大约$50-70$ M $_\odot$以上，这是对不稳定质量间隙的下限。然而，最近的LIGO/Virgo探测表明存在质量在这个阈值或以上的BH。我们认为，大质量黑洞，包括中等质量黑洞（IMBHs），可以通过恒星质量的黑洞和周围的主序星之间的碰撞在星系核中形成。考虑到动力学过程，如碰撞，质量分离，和松弛，我们发现，这个通道可以是相当有效的，形成IMBHs作为大规模的$10^4$ M $_\odot$。这个上限假设：（1）黑洞吸积了在每次碰撞中捕获的恒星质量的相当一部分;（2）新恒星被引入SMBH附近区域的速率足够高，足以抵消恒星破裂和恒星-恒星碰撞造成的消耗。我们在文中讨论了这些关键假设的偏差。我们的研究结果表明，在对不稳定的质量间隙和IMBHs的BH可能是无处不在的银河系中心。这个形成通道对观测有影响。恒星和黑洞之间的碰撞可以产生电磁信号，例如，来自X射线双星和潮汐破裂事件。此外，通过这个通道形成的质量隙中的黑洞和IMBH都可以通过引力波与星系核中心的超大质量黑洞合并。这些引力波事件是极端和中等质量比的inspirals（EMRI和IMRI，分别）。
Massive black hole binary inspiral and spin evolution in a cosmological framework
大质量黑洞（MBH）双星螺旋内的时间尺度是不确定的，它们的自旋甚至更不受约束。自旋错位，以及不相等的质量比和自旋幅度，在引力辐射中引入了不对称性，这给合并的MBH带来了反冲。了解MBH双星自旋如何演化对于确定它们的反冲速度、LISA可探测到的引力波（GW）波形以及它们在星系中的合并后留存率以及随后的合并率至关重要。在这里，我们提出了一个新的研究，介绍了一个亚分辨率模型的气体和GW驱动的MBH二进制自旋演化使用人口的吸积MBH从插图宇宙流体动力学模拟。我们还通过动力学摩擦，恒星散射，粘性气体阻力和GW排放模型的次分辨率二进制inspiral。我们的模型假设微分吸积，这会导致更大的调整二级MBH自旋不等质量合并。我们发现在我们的人群中有47%的MBH通过$z=0$合并。其中，在我们的（保守的）基准模型中，19%的公司在合并时有未对齐的初选，10%的公司在合并时有未对齐的次级初选。然而，MBH失调分数强烈依赖于吸积盘参数。减少吸积率的一个因素的100，在一个较厚的光盘，产生79%和42%的初级和次级的错位，分别。即使在基准模型中，超过12%的双星经历了$>500$ km s $^{-1}$的反冲，这可能会使它们至少暂时离开星系核。我们还发现，大量的系统经历强进动。
From S2 to LISA: Astrometric Bounds on Extreme-Mass-Ratio Inspirals and Bursts
CERN（欧洲核子研究中心）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma & Sezione INFN Roma1（罗马第一大学物理系与INFN罗马第一分部）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
The MEGaN project II. Gravitational waves from intermediate mass- and binary black holes around a supermassive black hole
本文研究了大质量星团群沉积在超大质量黑洞附近的中等质量黑洞、恒星黑洞和双星黑洞的演化。恒星黑洞在SMBH周围迅速分离，形成极端质量比的吸气，并以$Γ= 0.02-0.2$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$的速率在红移$z=0$处合并。一些围绕SMBH运行的IMBH有利于在哈勃时间内合并的大质量对的形成，这是该通道$Γ=0.03$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$的合并率。合并后的反冲可以将残余物从星系中心喷射出去，特别是在矮星系中。我们的研究结果表明，这种机制可以导致高达$10^5$喷射SMBH在1 Gpc。IMBH与同一簇中的几个单一和二元BH共存可以显著影响它们的演化，要么驱动二元破坏，产生中等质量比的吸气（合并率$Γ=9.5$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$），要么促进BHB聚结（$Γ=2-8$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$）。在一些模拟中，SMBH促进BHB聚结，导致该过程的合并速率为$Γ=1$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$。我们注意到，在星系核中经历合并的BHB可能被错误地估计为比实际重的$\sim 30\%$，这是因为SMBH周围的快速运动引起的波频率的多普勒频移。我们所有的模拟都是使用$N$体代码进行的，该代码专门用于处理近距离接触和后牛顿动力学，其中还包括粒子运动方程中的星系场和动力学摩擦。
