Formation and Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar Binaries to Pulsar-Neutron Star and Pulsar-White Dwarf Systems
最近的观测和理论研究表明，某些超铝X射线（ULX）源可能含有中子星（NS）吸积体。然而，NS ULX的施主星的形成通道和性质仍然不确定。采用非保守和旋转相关的原始双星演化的质量转移模型，我们系统地研究了如何形成脉冲星ULX的观测脉冲星ULX。我们的模拟结果表明，脉冲星ULXs与Be星和中等或/和高质量的捐助者匹配观测到的视光度，轨道周期和观测指示的捐助者质量的已知脉冲星ULXs。具有Be和中间供体的ULX是主要贡献者。吸积引起的WD坍缩路径对NS ULX的贡献为4.5%，4.0%的NS ULX是通过电子俘获超新星（SNe）形成的，91.5%的NS ULX是通过核坍缩SNe形成的。我们还研究了脉冲星ULX到双致密星系统的演化。我们没有发现NS-黑洞系统（在哈勃时间合并），从脉冲星ULX演变。通过脉冲星ULX演化的脉冲星-白矮星（WD）事例对整个NS-WD引力波源有重要贡献。在所有LISA NS-WD和NS-NS源中，经历脉冲星ULX的脉冲星WD和脉冲星NS病例的贡献分别为$\sim$ 40%和11%。不同模型的蒙特卡罗模拟噪声给出了不可忽略的不确定性。
2020-10-23 astro-ph.HE
Forming merging double compact objects with stable mass transfer
本研究评估了稳定非保守质量转移在形成并合双致密天体（BH、NS、WD）中的潜力，发现各向同性再发射极限下可形成多数GW来源的双黑洞，而L2外流则改变参数空间并提高最终质量比。
2023-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ratios of Merging Double Neutron Stars as Implied by the Milky Way Population
在银河系中已知的七颗具有精确测量质量的双中子星（DNS）中，除了一颗外，所有的质量比$q$都接近1。最近，在DNS J1913 $+$ 1102中的三个后开普勒参数的精确测量将该系统约束为具有0.78 $\pm$ 0.03的显著非单位质量比。人们可能会得出这样的结论，即引力波观测站检测到的DNS合并中，大约有七分之一（14%）的质量比与1明显不同。然而，J1913 $+$ 1102的合并时间相对较长，为4.7亿年。我们发现，当合并时间和观测偏差考虑在内，银河系DNS的人口意味着所有合并DNS的$\simeq98\%$将有$q>$ 0.9。然后，我们应用两个单独的拟合公式通知DNS合并的三维流体动力学模拟我们的结果银河系DNS质量，发现无论是$\simeq$ 0.004 ${M_{\odot}}$或$\simeq$ 0.010 ${M_{\odot}}$的材料将在合并时喷出，这取决于使用的公式。这些喷出物的质量都有影响的峰值辐射热光度的电磁对应物（我们发现这是$\sim$ 10 $^{41}$ erg s $^{-1}$），以及$r$的过程中丰富的银河系。
2020-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The host galaxies of double compact objects merging in the local Universe
我们调查的主机星系的紧凑的对象合并在本地宇宙中，通过结合的结果的二进制人口合成模拟与Illustris宇宙学盒。双中子星（DNS）在本机宇宙中的合并倾向于在大质量星系（恒星质量为$>10^{9}$ M $_\odot$）中形成，并在它们形成的同一星系中合并，在祖星形成和DNS合并之间有很短的延迟时间。相比之下，双黑洞（DBH）和黑洞$-$中子星双星（BHNS）优先在小星系（恒星质量为$<10^{10}$ M $_\odot$）中形成，并在较小或较大的星系中合并，延迟时间较长。这一结果是金属丰度的影响：合并的DBH和BHNS优先形成于贫金属的祖先（$Z\leq{}0.1$ Z $_\odot$），这在高红移星系和本地矮星系中更常见，而合并的DNS对祖先的金属丰度只有轻微的敏感性，因此在现在的大质量星系中更丰富。我们预测的DNS主机的质量范围与短伽马射线暴主机的质量范围是一致的。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exemplary Merging Clusters: Weak-lensing and X-ray Analysis of the Double Radio Relic Merging Galaxy Clusters MACS 1752.0+4440 and ZWCL 1856.8+6616
对展示射电遗迹的合并星系团的研究正在加强我们对星系团的形成和演化、暗物质的性质、星系团内介质和天体物理粒子加速的理解。每个合并集群只提供团簇形成过程的单一视图，并且合并集群的种类是巨大的。拥有双射电遗迹的集群是罕见的，也是极其重要的，因为它们对合并场景有严格的限制。本文对两个双射电遗迹星团MACSJ 1752.0 +4440（$z$ =0.365）和ZWCL 1856.8 +6616（$z$ =0.304）进行了弱透镜和X射线分析。我们的弱透镜质量估计表明，每个集群是一个主要的合并约1：1的质量比。MACSJ 1752.0 +4440（ZWCL 1856.8 +6616）的总质量为$M_{200}=14.7^{+3.8}_{-3.3}\times10^{14}\ $ M $_\odot$（$M_{200}=2.4^{+0.9}_{-0.7}\times10^{14}\ $ M $_\odot$）。我们发现这两个星系团在弱透镜和气体分布方面具有可比性，尽管它们的总质量相差很大。根据X射线形态的相似性和射电遗迹的显著对称性，我们认为这两个系统几乎经历了正面碰撞。然而，从热气体特征和我们的多波长数据分析显示，ZWCL 1856.8 +6618可能处于比MACSJ 1752.0 +4440更晚的合并阶段。我们假设MACSJ1752.0+4440中的SW射电遗迹是粒子再加速的结果。
2021-10-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Merging binary black holes formed through double-core evolution
迄今为止，随着LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）合作组近百个双黑洞（BH）并合事件的探测，并合事件的各种形成通道已被深入探索。我们在这里系统地研究了另一种形成方案，即，由双氦星形成的双星BH（以下简称双核演化通道）。在这种情况下，这两颗氦星（富氦星）可能是经典孤立双星演化的结果，包括有和没有共同包络相（即，CE通道和稳定的质量传递通道），或者化学均匀演化的大质量近双星（即，CHE通道）。我们进行详细的恒星结构和二进制的演化计算，考虑到内部的差异旋转和质量损失的富氦恒星，以及潮汐相互作用的双星。对于质量相等的双星，我们发现潮汐开始在零年龄氦主序列（ZAHeMS：富氦恒星开始燃烧核心氦的时间，类似于核心氢燃烧的ZAMS）上工作，初始轨道周期不超过1.0天，取决于初始金属丰度。除了恒星的质量损失率和潮汐相互作用的双星，我们发现，角动量传输效率的作用，在确定所产生的BH自旋，变得更强时，考虑BH的祖先起源于一个更高的金属金属丰度的环境。我们强调，双核进化的情况下，并不总是产生快速旋转的BBH和比较从LVK与我们的建模报告的BBH的属性。
2023-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The influence of the distribution of cosmic star formation at different metallicities on the properties of merging double compact objects
在本地宇宙中合并的双星起源于在不同时间和不同环境中形成的祖先系统。双致密天体的形成效率对恒星形成的金属丰度高度敏感。因此，面对理论预测与观测极限所造成的引力波观测，一个必须考虑的形成和演化的祖先恒星在化学演化的宇宙。特别是，这需要知道宇宙恒星形成率在不同金属丰度和时间的分布，通过红移（SFR（Z，z））探测。我们调查的影响，假设的SFR（Z，z）合并双紧凑对象的属性，特别是对他们的合并率密度。使用Chruslinska等人（2018）的一组二元演化模型，我们证明了在某些情况下，如果使用更接近于基于局部恒星形成星系观测的SFR（Z，z），则可以解决不同类型的双致密天体合并率与当前观测极限之间的紧张关系。而不需要改变关于不同质量的祖星演化的假设。这突出了找到对SFR（Z，z）的更严格约束和理解相关不确定性的重要性。
2018-11-08 astro-ph.HE
Wind-powered ultraluminous X-ray sources
虽然超亮X射线源（ULX）由于其极端的超爱丁顿光度而在天体物理学中非常重要，但人们对它们的性质仍然知之甚少。理论和观测研究表明，ULX可能是由低质量X射线双星、高质量X射线双星和少量含有中等质量黑洞的系统组成的一组多样化的物体，它们存在于各种环境中。关于ULX供体的观察数据可以大大提高我们对这些系统的理解，但只有少数被检测到。有几个候选者，主要是红超巨星（RSG），但调查通常偏向于发光的近红外物体。然而，RSG是否可以成为ULX二进制文件的成员值得探索。在这样的系统中，吸积到致密体上的物质必须由伴星的恒星风提供，因为对于相关的质量比，罗什瓣溢出可能是不稳定的。在这里，我们提出了一个全面的研究的演变和人口的风力供电ULXs和RSG之间的联系提供了理论支持。我们估计的风馈ULX对整个ULX种群的贡献上限是$\sim75$ --年轻恒星形成环境的$96\%$（$<100$ Myr），$\sim 49$ --持久恒定恒星形成环境的$87\%$（例如，银河系的盘），和$\lesssim1\%$的环境中，恒星形成停止了很长一段时间（$>2$ Gyr）前。我们还表明，一些风馈ULX（高达$6\%$）可能会演变成合并双紧凑对象（DCO），但典型的系统是不可行的祖先这样的二进制文件，因为他们的大分离。我们证明，从ULXs的人口研究中排除风喂养的ULXs，可能会导致他们的结论中的系统性错误。
2021-08-17 astro-ph.HE
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing Double White Dwarf Mergers with Multi-messenger Signals
大量的双白矮星（DWD）被认为在哈勃时间内合并，这是由于它们在吸气阶段发射的引力波（GW）。DWD系统的结果要么是Ia型超新星的双简并模型，要么是一个巨大的，持久的合并遗迹。这些事件的预期多信使信号将有助于我们区分详细的合并物理过程。在这项工作中，我们的目标是提供一个通用的DWD合并的情况下，调查的所有主要信使的排放，重点是GW和中微子。我们的目标是为当前和未来的多信使观测（协作）工作提供一些指导。在DWD系统的合并演化过程中，不同的信使（GW，中微子和电磁波）将在不同的时间占据主导地位。在这项工作中，我们表明，DWD合并事件位于1千秒差距的距离确实可以产生可检测的信号的GW和中微子。在潮汐扰动开始前10天左右，GW频率在0.3- 0.6Hz波段。我们估计，在乐观的情况下，即将到来的探测器，如JUNO和Hyper-Kamiokande检测到的中微子数可以达到O（1）的DWD合并事件在$\sim$ 1 kpc。
2022-10-13 astro-ph.HE
VLBI Detection of an Active Radio Source Potentially Driving 100-kpc Scale Emission in the Ultraluminous Infrared Galaxy IRAS F01004$-$2237
研究利用 VLBA 多频观测在 ULIRG IRAS F01004$-$2237 核区发现源自受遮蔽 AGN 的致密射电源，并指出其非热喷流可能驱动 100 kpc 尺度辐射及 AGN 反馈。
2024-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiband counterparts of two eclipsing ultraluminous X-ray sources in M 51
我们提出的发现和解释的电离星云周围的两个超明亮的X射线源在M 51;这两个源共享的罕见的属性，显示X射线日食的伴星，因此是后续研究的主要目标。利用哈勃太空望远镜的存档图像，我们发现了一个与一个X射线源（CXOM 51 J132940.0+471237; ULX-1为简单起见）相关的拉长的100 pc长的发射线结构，以及在第二个源（CXOM 51 J132939.5+471244; ULX-2为简单起见）位置的一个更圆形的电离星云。我们用大型双筒望远镜的多目标双光谱仪观测了这两个星云。从我们的光谱分析，我们认为，在ULX-1气泡中的气体是冲击电离的，与一个喷流的动力学功率的$\approx$ 2 $\times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的效果一致。也可能存在额外的X射线光电离，以解释高电离线的强度，例如He II $λ4686$和[Ne V] $λ3426$。另一方面，ULX-2气泡的发射线是正常O型星光电离的典型特征，这表明该星云实际上是一个H II区域，与ULX没有物理关系，而只是一个偶然的排列。从存档的甚大阵列数据中，我们还在ULX-1气泡的位置（与其喷射源一致）检测到空间扩展，陡谱无线电发射，但没有ULX-2的无线电对应物（与该源周围缺乏冲击电离气体一致）。
2018-01-05 astro-ph.HE
Double Neutron Star Formation: Merger Times, Systemic Velocities, and Travel Distances
双中子星（DNS）的形成和演化传统上是用双星布居合成来研究的。在这项工作中，我们采取了另一种方法，只专注于第二个超新星（SN）形成的DNS和随后的轨道衰变和合并，由于引力波辐射。使用分析和数值方法，我们探讨如何不同的NS出生踢速度分布，前SN轨道分离，和祖氦星质量的影响后SN轨道周期，偏心率，合并时间，系统速度，并通过合并前的系统所走过的距离。与银河系中17个已知DNS的比较表明，DNS的前SN轨道间距在1到44 $R_{\odot}$之间。具有SN前分离$\sim$ 1 $R_{\odot}$的那些DNS具有合并时间分布，其在形成后达到峰值$\sim$ 10-100 Myr，而不管NS接收的反冲速度。这些DNS通常以系统速度$\sim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$形成，并且在合并之前可以行进$\sim$ 1-10 kpc。根据第二个出生的NS的祖质量，短的合并时间可以解释在紧凑的恒星系统，如超微弱的矮星系中观察到的$r$ -过程富集。对于银河系质量的星系，只有具有最紧密的前SN轨道和大的反冲速度（$\gtrsim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$）的DNS可以逃脱。然而，那些确实逃逸的DNS在合并之前可能会旅行到$\sim$ Mpc，正如以前的研究所指出的那样，这对识别短伽马射线暴和引力波事件的宿主星系有影响。
2019-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging strangeon stars II: the ejecta and light curves
致密恒星中超核物质的状态仍然令人费解，有人认为致密恒星可能是奇异星。双奇异星合并的后果值得探索，特别是在多信使天文学的新时代。为了发展论文I中提出的“奇异子千诺瓦”方案，我们对双奇异子星合并过程中的喷出物和光变曲线的演化作了定性描述。在合并的高温环境中，由潮汐破裂和流体动力学压缩喷射出的奇异子核将遭受蒸发，在此过程中会发射出奇异子、中子和质子等粒子。考虑到奇异子核的蒸发和奇异子的衰变，大多数奇异子核在被喷射出来后会在几十毫秒内变成中子和质子。不同颗粒的蒸发速率取决于温度，我们发现，喷出物可能最终有两个组成部分，分别具有高和低的不透明度。高不透明度分量将在赤道平面周围的方向上，并且低不透明度分量将在宽范围的角度方向上。测辐射热光变曲线显示，即使总喷射质量低至$\sim 10^{-4} M_\odot$，长寿命残骸的自旋下降功率也可以解释与GW 170817相关的千诺瓦AT2017 gfo的全部发射。合并双奇异子星的详细图像预计将通过未来的数值模拟进行测试。
2021-06-26 astro-ph.HE
Radio counterparts of ultraluminous X-ray sources in nearby galaxies
Tsinghua University（清华大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
研究通过射电巡天发现近邻星系中超亮X射线源的射电对应物，揭示其可能为类星体、恒星形成区域中的ULXs或吸积黑洞。
2026-01-04 astro-ph.HE
Visualizing the Number of Existing and Future Gravitational-Wave Detections from Merging Double Compact Objects
本文通过可视化展示了双致密天体并合引力波探测数量受分析流程等因素影响而存在的不确定性，并预测了下一代探测器未来每年数百万次探测的指数级增长前景，同时提供了公开代码。
2024-04-23 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Detection Prospects of Fast-merging Gravitational Wave Sources in M31
本研究模拟M31中各类双致密天体族群，评估LISA在4年和10年任务中探测快速并合引力波源的数量、类型及轨道周期特征。
2023-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the nature of the ultraluminous X-ray source Holmberg II X-1
通过对Holmberg II X-1的X射线光谱分析，发现双热成分模型描述其连续谱，L-T趋势偏离幂律表明超临界吸积，推断为16-36太阳质量的恒星质量黑洞，并发现富氮供体恒星迹象。
2023-11-27 astro-ph.HE
Host galaxies of merging compact objects: mass, star formation rate, metallicity and colours
描述合并致密天体的宿主星系的特性为解释当前和未来的引力波探测提供了重要线索。在这里，我们调查的恒星质量，恒星形成率（SFR），金属丰度和合并的紧凑对象在本地宇宙的宿主星系的颜色，通过结合MOBSE人口合成模型的结果与星系目录从EAGLE模拟。我们预言，宿主星系的恒星质量是双中子星（DNSs）、双黑洞（DBHs）和黑洞-中子星双星（BHNSs）合并率${\rm n}_{\rm GW}$的一个很好的示踪剂。我们发现${\rm n}_{\rm GW}$和SFR之间也存在显著相关性。因此，${\rm n}_{\rm GW}$也与$r-$带光度和宿主星系的$g-r$颜色相关。有趣的是，在本宇宙中所有的DNS、BHNS和DBH合并中，$\gtrsim{}60$ %、$\gtrsim{}64$ %和$\gtrsim{}73$ %都位于早型星系中，如NGC 4993。我们预测类银河系的局域DNS合并率密度为$\sim{}238~{\rm Gpc}^{-3}~{\rm yr}~^{-1}$，DNS合并率为$\sim{}16-121$ Myr $^{-1}$.因此，我们的结果与从GW 170817推断的DNS合并率和从银河系DNS推断的DNS合并率一致。
2019-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
NICER and Fermi GBM Observations of the First Galactic Ultraluminous X-ray Pulsar Swift J0243.6+6124
雨燕J 0243.6 +6124是一颗新发现的Be/X射线双星，于2017年9月下旬在一次巨大的爆发中被发现，峰值亮度为2 E +39（d/7 kpc）^2 erg/s（0.1-10 keV），之前没有报道过活动。在这个光度下，雨燕J 0243.6 +6124是第一颗已知的银河系超亮X射线脉冲星。我们描述了中子星内部成分探测器（NICER）和费米伽马射线暴监测器（GBM）对该源的计时和光谱分析。利用GBM测量的自旋频率和Neil Gehrels Swift Observatory Burst Alert Telescope测量的15-50 keV通量，获得了该双星系统的新轨道星历，以模拟该系统的内在自旋。用NICER测量的功率谱显示出随光度的相当大的演变，包括在低光度下无所不在的50 mHz附近的准周期振荡（QPO），并且具有不断变化的中心频率。在组合的0.2-100 keV范围内测量的脉冲轮廓显示复杂的演化，这是光度和能量依赖。在L1 E +38 erg/s的临界亮度附近，脉冲轮廓由单峰向双峰过渡，各能带的脉冲分数均达到最小值，硬度比随强度的增加而向软化转变。这种行为重复的爆发上升和消退，表明两个不同的吸积制度。这两个制度是暗示的吸积结构上的中子星表面过渡到库仑碰撞停止机制在较低的光度辐射为主的停止机制在较高的光度。这是迄今为止观测到的最高临界光度值，表明磁场强度为B ~ 1 E…
2018-06-26 astro-ph.HE
The intriguing outcomes of double degenerate mergers
本综述探讨白矮星并合的多种结果，指出并非所有双简并星并合都产生超新星，可能形成更重白矮星、部分爆炸残骸或坍缩为中子星/磁星，并可能作为长伽马射线暴和快速射电暴的前身。
2025-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the evolution of a fossil disk around neutron stars originating from merging white dwarfs
数值模拟表明，合并的双白矮星（WD）可能会产生一个新生的中子星周围的化石盘。我们研究了双WD合并后的化石盘的演化。我们证明，在给定初始盘质量$\sim 0.05-0.5\,M_{\sun}$和盘形成时间$10^{-3}-1$ s的条件下，演化主要可分为四个阶段：细长盘阶段（时间为$\lesssim$ 1 yr）、内部细长盘+外部薄盘阶段（$\sim 10-\DP{6}$ yr）、薄盘阶段（$\sim \DP{2}-\DP{7}$ yr）和内部平流吸积流+外部薄盘阶段.考虑到可能的风从磁盘的质量损失，我们提出的磁盘演化的解析公式和数值计算结果，这是敏感的条件，确定外盘半径的位置。该系统被证明是非常明亮的X射线在早期阶段，但很快成为瞬态内$\lesssim$ 100年，峰值亮度随时间而下降。我们认为它们可能解释了银河系中心区域周围非常微弱的X射线瞬变的一部分，这通常需要非常低的质量传递速率。
2015-10-26 astro-ph.HE
X-ray study of the double radio relic Abell 3376 with Suzaku
我们对附近的双射电遗迹合并星系团Abell 3376（$z$ = 0.046）进行了X射线光谱分析，该星系团是用$Suzaku$ XIS仪器观测到的。这些深（$\sim$ 360千）的意见，涵盖了整个双遗迹地区的外围的集群。这些弥漫的射电结构是在合并星团中与大尺度X射线冲击相结合观察到的最大的弧形遗迹之一。我们确认在西向的$r\sim26$ '处存在一个更强的激波（${\cal M}_{\rm{W}}$ = 2.8 $\pm~0.4$），它是由穿过射电遗迹的温度和表面亮度不连续性引起的。在东部，我们在$r\sim8$ '探测到一个较弱的地震（${\cal M}_{\rm{E}}$ = 1.5 $\pm~0.1$），可能与东部遗迹的“缺口”有关，在$r\sim3$ '探测到一个冷锋。根据马赫数计算出的激波速度，我们估计了激波锋面的动力学年龄为通过核心后的$\sim$ 0.6 Gyr，这表明Abell 3376仍然是一个不断发展的合并星系团，合并发生在接近天面的地方。这些结果是一致的模拟和光学和弱透镜的研究文献。
2018-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A detached double X-ray tail in the merging galaxy cluster Z8338 with a large double tail
利用 70 ks Chandra 观测，在并合星系团 Z8338 中发现两条 X 射线双尾，揭示冷核可被并合剥离、移置并短期存续。
2023-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The High Energy X-ray Probe (HEX-P): Studying Extreme Accretion with Ultraluminous X-ray Sources
本研究针对超亮X射线源（ULXs）属性测量难题，通过模拟对比HEX-P与XMM-Newton、NuSTAR的观测能力，证实HEX-P凭借高灵敏度等优势更适合ULXs脉冲探测与宽谱研究，助力理解超爱丁顿吸积物理及致密天体演化。
2023-11-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
ULX spectra revisited: Accreting, highly magnetized neutron stars as the engines of ultraluminous X-ray sources
目的：鉴于最近发现的脉动ULX和最近引入的模型，提出中子星（NS）作为ULX的中央引擎，我们重新审视（XMM牛顿和NuSTAR）光谱的18个著名的ULX，在寻找迹象，有利于这一新的假设。结果如下：我们确认，前面提到的，存在的低能量（<6千电子伏）的光谱翻转，并认为它可以被解释为热发射。光谱很好地描述了由一个“热”（>1千电子伏）和一个“冷”（<0.7千电子伏）的双热模型的黑体（MCB）。在假设“冷”MCD发射起源于NS磁层处截断的盘的情况下，我们发现我们样品中的所有ULX都与吸积到高磁化（B>10^12G）NS上一致。我们注意到磁场的强度、“热”热分量的温度和总的未吸收光度之间有很强的相关性。对NuSTAR数据的检查支持了这一解释，并证实了弱的高能（>15 keV）尾部的存在，最有可能是逆康普顿散射对MCB发射进行修改的结果。我们还注意到，明显的高能量尾部可能仅仅是使用具有固定梯度T~r^-0.75的标准MCD模型对具有非典型温度（T）与半径（r）梯度的MCB发射进行错误建模的结果。结论：我们为ULX的双热谱提供了一种新的物理解释。我们发现，最适合的导出参数，是在最近的预测，有利于超临界吸积NS作为一个大部分的ULXs的引擎非常一致。然而，模型之间的相当大的退化和缺乏明确的证据不能排除其他同样合理的解释。我们的研究结果值得进一步探索这个新的框架。
2017-10-24 astro-ph.HE
Long-term study of the first Galactic ultraluminous X-ray source Swift J0243.6+6124 using NICER
本研究利用NICER观测数据，分析了Swift J0243.6+6124在2017-2023年爆发的X射线计时与光谱特征，揭示其吸积模式转变等物理过程。
2024-01-26 astro-ph.HE
A new route towards merging massive black holes
引力波天文学的最新进展使得直接探测两个恒星质量致密天体合并产生的引力波成为现实。双紧凑型物体合并的进化方案通常会调用共同的包络进化，这是知之甚少，导致合并率的不确定性很大。我们探讨了另一种情况下的大规模overcontact二进制（MOB）的演变，这涉及到两个非常大质量的恒星在一个非常紧密的二进制保持完全混合，由于其潮汐引起的高自旋。我们使用公开的恒星演化代码MESA系统地研究这个通道的详细模拟。我们发现，在低金属丰度，MOB产生双黑洞（BH+BH）系统，将合并在哈勃时间内的质量比接近1，在两个质量范围内，~25…60 msun和>~ 130 msun，其间产生对不稳定超新星（PISNe）。我们的模型也能够再现MOB场景中的各个阶段的对应物在本地宇宙中，提供直接的支持。我们映射的初始参数空间，产生BH+BH合并，确定预期的啁啾质量分布，合并时间，克尔参数和预测事件率。我们发现，当Z~<Z_sun/10时，约1000个核心坍缩超新星存在一个BH+BH并合。先进的LIGO（aLIGO）探测率更不确定，取决于金属丰度的演变。从大质量恒星金属丰度分布的局部和全局近似值中推导出上下限，我们估计，在PISN间隙以下BH+BH合并的aLIGO探测率（在设计极限下）约为19-550 yr^（-1），在PISN间隙以上约为2.1-370 yr^（-1）。即使保守的假设，我们发现，ALIGO应该很快检…
2016-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling High Mass X-ray Binaries to Double Neutron Stars through Common Envelope Evolution
该研究模拟含高质量供体星与中子星的宽双星CE演化，考虑不同抛射效率，发现其可能进入CEDP阶段，还探讨双中子星形成等，对理解相关天体物理过程有重要意义。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of compact-object binaries: impact of metallicity, common envelope and natal kicks
LIGO-Virgo合作（LVC）已经报道了六个引力波事件，其中五个与黑洞双星（BHB）合并有关，一个与双中子星（DNS）合并有关，而黑洞-中子星（BHNS）双星的合并仍然缺失。我们调查的祖先的双重紧凑的对象二进制与我们的人口合成代码MOBSE。MOBSE包括恒星风造成的质量损失的高级处方（取决于金属丰度和爱丁顿比），以及核心坍缩、电子俘获和（脉动）对不稳定超新星的形式主义。我们研究了祖先的金属丰度，共同包络参数$α$和出生踢的DNSs，BHNSs和BHBs的属性的影响。我们发现，中子星（NS）的质量范围从1.1到2.0 M $_\odot$，与轻NS的偏好，而在合并BHNS NS的NS大多有大的质量（$1.3-2.0$ M $_\odot$）。合并BHN中的BH优先为低质量（$5-15$ M $_\odot$）。合并BHB中的BH质量强烈依赖于祖细胞的金属性，并且从$\sim{}5$跨越到$\sim{}45$ M $_\odot$。从我们的模拟中得出的BHNS和BHB的本地合并率密度与LVC在我们所有的模拟中报告的值是一致的。与此相反，本地合并率密度的DNS匹配的值推断出的LVC只有当低出生踢假定。这一结果为本征踢和DNS形成的复杂谜题增添了另一个部分。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The host galaxies of double compact objects across cosmic time
我们探索的宿主星系的致密天体双星（黑洞-黑洞双星，BHB;中子星-黑洞双星，NSBHs;双中子星; DNS）跨宇宙时间，人口合成模拟结合的Illustris宇宙学模拟。在高红移（$z\gtrsim{}4$）下，BHB、NSBH和DNS的宿主星系非常相似，主要是低质量星系（恒星质量$M<10^{11}$ M $_\odot$）。如果$z\gtrsim{}4$大多数紧凑的物体形成并合并在同一个星系中，有很短的延迟时间。在低红移（$z\leq{}2$），DNS的宿主星系的人口显着不同的BHB和NSBH的宿主星系。低红移的DNS合并倾向于在同一个星系中形成和合并，延迟时间相对较短。DNS宿主的恒星质量在$\sim{}10^{10}-10^{11}$ M $_\odot$附近达到峰值。相比之下，在低红移合并的BHB和NSBH倾向于在高红移的相当小的星系中形成，然后合并成具有长延迟时间的较大星系。DNS和黑洞双星之间的这种差异是它们对金属丰度依赖性的深刻差异的结果。
2019-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gemini Multi-Object Spectrograph Integral Field Unit Spectroscopy of the Double-peaked Broad Emission Line of a Red Active Galactic Nucleus
星系合并预计会产生多个相距很近的超大质量黑洞（SMBH），但对这种SMBH的探测一直很困难。2 MASS J165939.7 $+$ 183436是一个红色的活动星系核（AGN），由于其在哈勃太空望远镜成像中的合并特征和双峰宽发射线（BELs），它是一个潜在的合并SMBH候选者。在此，我们报告了一个双子座多目标摄谱仪积分场单元观察到的双峰宽H $α$线2 MASS J165939.7 $+$ 183436。此外，我们确认存在两个BEL峰，这两个峰在运动学上被3000\，$\rm km\,s^{-1}$分开，每个BEL组分的SMBH在$10^{8.92\pm0.06}\,M_{\rm \odot}$和$10^{7.13\pm0.06}\,M_{\rm \odot}$处加权，如果它们来自两个SMBH附近的独立BEL。BEL组分在$>0\farcs1$处未分离;然而，在关于每个空间分布拟合的几个合理假设下，发现两个组分在$0\farcs085$处空间分离（$\sim250$ \，pc）。拟合的不同假设可能导致空值（$< 0\farcs05$）或更大的空间分离（$\sim0\farcs15$）。考虑到空间分离的不确定性，各种模型，如圆盘发射器和多个SMBH模型，是解释双BEL组件的可行解决方案。这些结果将促进未来在红色活动星系核中发现更多SMBH系统的研究，更高分辨率的成像验证了这些不同的…
2020-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
NGC 6240 Supermassive Black Hole Binary dynamical evolution based on Chandra data
我们的主要工作是根据Chandra空间天文台的X射线观测资料估算NGC 6240中心的双超大质量黑洞（SMBH）系统的物理合并时间。北方和南方的核的光谱拟合光谱模型从夏尔巴和都提出了铁K $α$发射线的窄组件。它使我们能够将光谱模型应用于这些线，并找到相对偏移量$\approx0.02$ keV。对NGC 6240中心区半径为1kpc的封闭动力学质量进行了$\approx 2.04\times 10^{11} \rm\; M_{\odot}$估计。这些数据使我们能够进行高分辨率的直接N体模拟与牛顿和后牛顿（$2.5\mathcal{PN}$校正）动力学为这个特定的双SMBH系统。因此，从我们的数值模型，我们近似的中央SMBH二进制合并时间为不同的二进制偏心率。在我们的数值参数范围内，即使对于非常小的偏心率，合并时间的上限仍然低于$\approx70$百万年。在最后的合并阶段，可以使用脉冲星定时阵列（PTA）项目检测到来自此类事件的引力波形和幅频图像。
2022-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
