Characterizing the breakdown of quasi-universality in the post-merger gravitational waves from binary neutron star mergers
双星中子星合并后的引力波辐射有望为稠密物质状态方程提供新的约束条件。这样的约束依赖于，大体上，在准普遍的关系，其中涉及合并后的GW频谱的峰值频率的属性的中子星的结构在一个模型独立的方式存在。在这项工作中，我们报告违反现有的准普适关系之间的峰值光谱频率，f_2，和恒星半径，EoSs模型与向后弯曲的斜坡在其质量半径的关系（这样的半径增加，在高质量）。违规行为是极端的，在eos之间的f_2变化高达~600 Hz，预测1.4 Msun中子星的半径相同，但在更高的质量有显着不同的半径。准普适性可以通过在拟合公式中添加第二个参数来恢复，该参数取决于质量-半径曲线的斜率。我们进一步发现强有力的证据表明，准普适性是更好地保持非常大质量的恒星（质量2 Msun）的半径。这两种说法都意味着f_2主要对高密度EoS敏感。结合双螺旋中子星的观测，这些广义准普适关系可以同时推断出中子星质量-半径关系的特征半径和斜率。
2022-07-06 astro-ph.HE gr-qc
Compact Binary Merger Rates: Comparison with LIGO/Virgo Upper Limits
我们比较进化预测的双紧凑对象合并率密度与初始和即将到来的LIGO/室女座上限。我们发现：（i）由于先进探测器的宇宙学范围，目前将人口合成预测转换为合并率密度的方法是不够的。(ii)我们的乐观模型比BH-BH系统的初始LIGO/Virgo上限低18倍，这表明观测灵敏度的适度增加（2.5倍）可能会带来第一次探测或第一次引力波对双星演化的限制。(iii)恒星起源的大规模BH-BH合并应该在高级LIGO/Virgo中占主导地位，并且可以通过包括螺旋，合并和环降的模板检测到红移z=2。正常恒星（<150 Msun）可以产生这样的合并，总红移质量高达400 Msun。(iv)高黑洞出生踢可以严重限制大质量BH-BH系统的形成（无论是在孤立的双星还是在动态致密星系团演化中），因此即使在完全先进的LIGO/Virgo灵敏度下，也无法检测到这些系统。我们发现，低和高的黑洞出生踢是允许目前的观测电磁约束。(v)我们的大多数模型都能用先进的探测器探测到所有类型的合并（NS-NS，BH-NS，BH-BH）。许多大规模的BH-BH合并检测将表明小（如果有的话）大规模BH的出生踢。
2016-03-27 astro-ph.HE gr-qc
The first gravitational-wave source from the isolated evolution of two 40-100 Msun stars
在引力波（1，GW 150914）中探测到两个质量为30 Msun的黑洞合并。这一发现证实了最近的预测（2-4），即大质量的双黑洞将构成第一个检测。然而，以前的计算并没有采样相关的二元黑洞祖先-大质量，低金属含量的双星-具有足够的精度和输入物理，使稳健的预测优于几个数量级（5-10）。在这里，我们报告了一套高精度的数值模拟的双黑洞形成通过孤立的双星的演化，提供了一个框架来解释GW 150914和预测随后的双黑洞引力波事件的属性。我们的模型意味着这些事件是在金属丰度低于太阳的10%的环境中形成的;初始质量为40-100兆太阳;并通过质量转移和共同的包络相相互作用。它们的祖先可能在大爆炸后的2 Gyr或11 Gyr形成。大多数双黑洞的形成没有超新星爆炸，它们的自旋自诞生以来几乎没有变化，但不一定是平行的。在这项研究中提出的二元黑洞的经典场形成，具有低的出生踢和有限的共同包络演化，产生的二元黑洞比涉及球状星团的动力学形成通道多40倍（11），并且与均匀演化通道的速率相当（12-15）。我们的计算预测，一旦第二代地面引力波观测站达到完全灵敏度，每年将探测到大约1,000个黑洞合并，总质量为20-80 Msun。
2016-06-22 astro-ph.HE
Eccentric Black Hole Gravitational-Wave Capture Sources in Galactic Nuclei: Distribution of Binary Parameters
双黑洞在偏心轨道上的合并是第二代地面引力波探测器的目标之一。这些源通常可能形成于星系核中，这是由于单个物体近距离飞越时的引力波发射。我们确定这些引力波的人口的初始轨道参数的分布。结果表明，初始无量纲近心距随双星质量和中心超大质量黑洞质量的增大而减小，其分布敏感地依赖于核星团中可能存在的最大黑洞质量.对于质量在5 Msun和80 Msun之间的多质量黑洞群体，我们发现30 Msun -30 Msun中的43-69%（68-94%）当引力波信号达到10 Hz时，（10 Msun - 10 Msun）源的偏心率大于0.1，但在最后稳定轨道（LSO）附近，只有不到10%的双星分量质量小于30 Msun的源保持偏心。LSO时的偏心率对于较低质量的BH通常在0.005-0.05之间，对于最高质量的BH通常在0.1 - 0.2之间。因此，由于有限的低频灵敏度，目前已知的六个准圆形LIGO/Virgo源仍然可以与这个原本高度偏心的源群兼容。然而，在这些仪器的设计灵敏度，合并事件的偏心率和质量分布的测量可能是一个有用的诊断，以确定在这个通道中形成的GW源的分数。
2018-11-02 astro-ph.HE gr-qc
Collisions versus stellar winds in the runaway merger scenario: place your bets
逃逸并合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，参与失控合并的大质量恒星会因恒星风而失去质量。这种效应是非常重要的，特别是在高金属含量。我们讨论了大质量（~6x10^4 Msun）SC的N体模拟，其中我们增加了不同金属丰度下恒星风和超新星爆炸的新配方。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）的大质量残留物没有从母SC中喷出，并获得恒星或黑洞同伴。最后讨论了这一结果对引力波探测的重要意义。
2016-06-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of the first three gravitational-wave observations through isolated binary evolution
在最初4个月的数据采集中，Advanced LIGO探测到了来自两个二元黑洞合并的引力波，GW 150914和GW 151226，以及统计上不太重要的二元黑洞合并候选者LVT 151012。我们使用我们的快速二进制人口合成代码COMPAS表明，所有这三个事件可以解释由一个单一的进化通道-经典的孤立的二进制进化通过包括一个共同的信封相传质。我们表明，所有这三个事件都可能形成于低金属丰度环境（Z = 0.001）的祖双星与典型的总质量$\gtrsim 160 M_\odot$，$\gtrsim 60 M_\odot$和$\gtrsim 90 M_\odot$，分别为GW 150914，GW 151226和LVT 151012。
2017-04-10 astro-ph.HE gr-qc
Investigating the Cosmological Rate of Compact Object Mergers from Isolated Massive Binary Stars
本文利用COMPAS种群合成模拟研究孤立双星演化通道中致密天体并合率的红移演化，发现不同模型下BBH、BHNS和BNS的演化趋势相似，并指出未来观测可约束恒星双星演化模型。
2024-05-02 astro-ph.HE
Massive black hole seeds born via direct gas collapse in galaxy mergers: their properties, statistics and environment
我们研究了在富含气体的晚型星系合并过程中形成的大质量黑洞种子的统计和宇宙演化。概括Mayer等人2010年的流体模拟结果，我们设想了一个场景，在这个场景中，一颗超大质量恒星可以在星系的中心形成，这些星系由于多尺度的强大气体流入而刚刚经历了一次大合并，前提是这些星系生活在质量超过10^{11} Msun的晕中，富含气体和盘状主导，并且还没有大质量黑洞。我们假设超大质量恒星的最终坍缩导致在准恒星阶段之后迅速形成一个10^5 Msun的黑洞。使用模型的星系形成应用到千年模拟的输出，我们表明，这种大规模的黑洞形成路线发生在和谐LambdaCDM模型所需的条件实际上是常见的高红移，甚至可以实现在低红移。在质量大于10^{11} Msun的晕中，z~4以上的大多数主要合并可以导致大质量种子的形成，在z~2处，有利合并的比例减少到大约一半。有趣的是，我们发现即使在局部宇宙中，大质量晕中的一小部分（~20%）主要合并仍然满足我们的大质量黑洞形成路线的条件。这些晚期事件发生在具有明显低的集群幅度的星系中，这些星系在其生命的大部分时间里都处于孤立状态，并且第一次经历了重大的合并。我们预测，来自星系合并的大质量黑洞种子可以在高红移（z>4）和中等红移（z~2）的质量函数的大质量端占主导地位，相对于在高红移形成的较轻的种子，例如，由Pop III星的崩溃。最后，这些巨大的种子的一小部分可能在形成后不久就位…
2012-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Impact of eccentricity on the population properties of neutron star - black hole mergers
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））；Instituto de Física Teórica UAM/CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）；School of Physics and Astronomy and Institute for Gravitational Wave Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院及引力波天文研究所）
利用GWTC-4报告的低质量致密双星并合数据，研究轨道偏心率对中子星-黑洞并合人口特性的影响，发现GW200105是唯一表现出显著残余偏心率的系统，支持动态形成机制，首次联合约束了NSBH双星的质量、自旋和偏心率分布。
2026-03-23 astro-ph.HE gr-qc
Blindly Detecting Merging Supermassive Black Holes with Radio Surveys
超大质量黑洞大概是在整个宇宙时间里通过无数次的合并而成长起来的。在每一次合并过程中，超大质量黑洞双星都被一个环绕双星的吸积盘所包围，这个吸积盘施加了一个显著的磁场（对于1 e8 Msun的双星来说，这个磁场约为1 e4 G）。双星在磁场中的运动将把磁场能量转化为坡印廷通量，其光度约为1 e43 erg/s（B/1 e4 G）^2（M/1 e8 Msun）^2，其中一些可能以频率接近1 GHz的同步辐射形式出现，这正是当前和计划中的宽场射电观测所要进行的。我们发现，许多合并的短时间尺度将限制他们的可探测性与大多数计划的盲测<1每年在整个天空，独立的发射过程和通量分布的细节。包括对无线电通量的乐观估计使得检测的可能性更小，整个天空每年的合并<1次。然而，宽场无线电仪器可能能够定位合并前通过引力波识别的系统。此外，无线电巡天可能能够探测到双星运动产生的较弱的辐射，因为它在合并之前受到自旋轨道进动和螺旋运动的调制。
2011-05-18 astro-ph.HE
ESO Expanding Horizons White Paper: Electromagnetic counterparts of massive BH mergers with LISA
LISA将通过探测大规模黑洞合并的电磁对应体，推动引力波天文学的新发展。
2025-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Merger rate density of stellar-mass binary black holes from young massive clusters, open clusters, and isolated binaries: comparisons with LIGO-Virgo-KAGRA results
我调查的作用，集群动力学和大规模的二进制演化产生恒星遗迹二黑洞（BBH）合并在宇宙时间。为此，动态BBH合并是从$\sim10^4M_\odot$的长期直接N体演化模型中获得的，即pc尺度的年轻大质量星系团（YMC）演化为中等质量的疏散星团（OC）。大质量孤立双星（IB）的快速演化模型从双星演化中产生BBH。然后在模型宇宙中进行人口合成，考虑到观测到的宇宙恒星形成和富集的历史，以获得BBH合并收益率从这两个渠道可观察到在目前的一天，在宇宙时间。合并BBH人口从两个渠道相结合，通过应用贝叶斯回归链的概念验证，考虑到观察到的差异内在BBH合并率密度从第二引力波瞬态目录（GWTC-2）。分析估计的OB星的二进制部分$f_{\rm Obin}\gtrsim90$ %和YMC形成效率的$f_{\rm YMC}\sim10^{-2}$，与最近的光学观测和大尺度结构形成模拟一致。相应的组合模型宇宙的现今、微分内禀BBH合并率密度和BBH合并率密度的宇宙演化都与GWTC-2的结果符合得很好。分析还表明，尽管显着的“动力学混合”在低红移，BBH合并在高红移（$z_{\rm event}\gtrsim1$）仍然可以主要由二进制演化物理。在目前的方法和未来的改进的警告进行了讨论。
2021-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the effective spin-mass ratio relation of binary black hole mergers that evolved in isolation
Helmholtz-Instituts für Strahlen- und Kernphysik (HISKP)（亥姆霍兹辐射与核物理研究所）；Max Planck Institut für Astrophysik (MPA)（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
通过孤立双星演化模拟，发现有效自旋参数χ_eff的正偏分布及其与质量比q的反相关是自然结果，尤其稳定质量传输通道中质量比反转的并合事件增强了反相关。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The cosmic merger rate density evolution of compact binaries formed in young star clusters and in isolated binaries
下一代地基引力波探测器将观测到红移达$z\gtrsim{}10$的双星黑洞合并，探测紧凑双星合并在宇宙时间内的演化。在这里，我们提出了一个新的数据驱动的模型来估计宇宙合并率密度（MRD）的演变CB的，通过耦合目录的CB合并与观测约束的宇宙恒星形成率密度和宇宙的金属丰度演化。我们采用目录CB合并来自最近的$N-$机构和人口合成模拟，描述的MRD的年轻星团（以下简称动态CB）和外地（以下简称孤立CB）中形成的CB。动态BBH的局部MRD为$\mathcal{R}_{\rm BBH}=64^{+34}_{-20}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，与LIGO-Virgo合作的第一次和第二次观测运行（O 1和O2）的90%可信区间一致，并与孤立BBH的局部MRD（$\mathcal{R}_{\rm BBH}=50^{+71}_{-37}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）一致。动态和孤立黑洞-中子星双星的局部MRD分别为$\mathcal{R}_{\rm BHNS}=41^{+33}_{-23}$和$49^{+48}_{-34}$ ~Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$.这两个值都与从O 1和O2推断的上限一致。最后，动态中子双星的局部MRD（BNS，$\mathcal{R}_{\rm BNS}=151^{+59}_{-38}$ Gpc $^{-3}$ …
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
IK Pegasi and the Double-merger Path to Type Ia Supernovae
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）
IK佩加西型系统通过双合并路径揭示II型Ia超新星的中间阶段，利用s过程富集识别白矮星的形成机制。
2026-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Environmental Switch in Black Hole Feeding: Bar-Driven vs. Merger-Driven Growth in IllustrisTNG50
Indian Institute of Science, Education and Research (IISER) Tirupati（印度科学教育与研究学院提鲁帕蒂分校）；Department of Space, Platenary and Astronomical Science and Engineering, Indian Institute of Technology (IIT), Kanpur（坎普尔印度理工学院空间、行星与天文学科学与工程系）
本研究通过IllustrisTNG50模拟发现，环境因素通过调节棒形成时间与合并事件的关系，影响超大质量黑洞的增长模式，揭示了合并驱动与棒驱动在不同环境下的不同作用。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kilonova/Macronova Emission from Compact Binary Mergers
我们回顾了目前对致密双星合并（两颗中子星或一颗中子星与一个黑洞合并）中kilonova/macronova辐射的认识。Kilonova/macronova是由r过程核的放射性衰变提供动力的光学和近红外发射。动力学喷出物的辐射约为0.01 Msun，其光度可能为10^{40}-10 ^<$41} erg s^{-1}，特征时间尺度约为1周。光谱峰位于红色光学或近红外波长处。随后的吸积盘风可能会提供额外的光度，或者如果它没有被前面的动力喷出物吸收，则会提供更早/更蓝的发射。短GRB 130603 B余辉中的近红外过量和GRB 060614中可能的光学过量的检测支持kilonova/macronova场景的概念。在200 Mpc的距离，kilonova/macronova的典型亮度约为22等，并在合并后的10天内迅速衰减到>24等。Kilonova/macronova候选者可以通过（1）更快的时间演化，（2）更暗的绝对星等和（3）更红的颜色与超新星区分开来。为了有效地搜寻这些物体，在10天内进行多次访问并使用多种过滤器的后续调查观察将是重要的。由于高膨胀速度（v ~ 0.1-0.2c）是致密双星合并的一个可靠结果，因此平滑光谱的检测将是最终确定GW源的确凿证据。
2016-05-23 astro-ph.HE
GW170817A as a Hierarchical Black Hole Merger
尽管通过引力波发现的恒星质量双黑洞合并的数量迅速增加，但这些双星系的起源仍然不知道。在银河系中心，黑洞可以通过动力学过程相互靠近，导致合并。也有可能是在之前的合并中形成的黑洞遇到了新的黑洞，导致了所谓的层级合并。分级事件带有比通常更高的黑洞质量和自旋等特征。在这里，我们表明，最近报道的引力波候选者，GW170817A，可能是这样一个层次合并的结果。特别是它的啁啾质量$\sim40$ M $_\odot$和有效自旋$χ_{\rm eff}\sim0.5$是活动星系核盘内分级合并的典型期望值。我们发现GW170817 A的重建参数强烈支持分层合并起源，而不是由孤立的二元起源产生的（在考虑分层合并与孤立合并的预期比率之间的差异后，比值比为$>10^3$）
2020-02-10 astro-ph.HE
"Super-Kilonovae" from Massive Collapsars as Signatures of Black-Hole Birth in the Pair-instability Mass Gap
快速旋转的~10 Msun大质量恒星（“巨星”）的核心坍缩以及由此形成的超吸积黑洞是长持续时间伽马射线暴（GRB）的中心引擎的主要模型，也是r-过程核合成的有希望的来源。在这里，我们探索了来自具有超过130 Msun的超大质量氦核的祖先的氦星的签名，这些氦核位于对不稳定质量间隙之上。虽然快速坍缩成黑洞可能会排除这些系统中的迅速爆炸，但我们证明，盘流出物可以产生大量（高达>50 Msun）的喷出物，包括>5-10 Msun的r过程元素和~0.1-1 Msun的$^{56}$ Ni，以~0.1c的速度膨胀。盘风喷出物的放射性加热为光学/红外瞬态提供动力，其特征光度为$\sim 10^{42}$ erg s $^{-1}$，近红外光谱峰值（由于镧系元素的高光学/紫外不透明度）类似于中子星合并的千新星，但持续时间更长$\gtrsim$ 1个月。这些“超级KNe”（superKNe）预示着大于60 Msun的大质量黑洞的诞生，由于盘风的质量损失，它们可以“从上方”填充对不稳定的质量间隙，并可能产生GW 190521的二元组分。SuperKNe可以通过宽视场的观测发现，比如罗马太空望远镜计划的观测，或者通过对极高能伽马射线暴的后期红外跟踪观测。自引力大质量双星盘中非轴对称不稳定性产生的频率约为0.1-50 Hz的引力波，可由拟议中的第三代中频和高频天文台在数百Mpc的距离上探测到;与双星合并产…
2021-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
General-relativistic instability in rapidly accreting supermassive stars: the impact of rotation
通过广义相对论（GR）不稳定性坍缩的超大质量恒星（SMS）被认为是超大质量黑洞的可能祖先。它们在不稳定开始时的质量和角动量在许多方面都是关键，特别是关于直接坍缩的观测特征的可能性。在这里，我们研究的稳定性旋转，快速吸积的SMSs对GR，并得出这些恒星在死亡的属性。的hylotropic结构的基础上，相关的快速吸积SMSs，我们定义的假设下，在辐射区域，允许差分旋转的局部角动量守恒的旋转配置文件。我们发现，旋转有利于稳定的快速吸积的SMSs的吸积角动量表示一个分数f > 0.1%的开普勒角动量。当f = 0.3%-0.5%时，与GR稳定性相一致的最大质量比非旋转情况增加了一个数量级。当f = 1%时，如果恒星质量不超过10^7-10^8 Msun，就不能达到GR不稳定性。这些结果意味着，像在非旋转的情况下一样，直接坍缩黑洞的祖先的最终质量在不同的区间内变化，这取决于所考虑的情况：对于原始原子冷却的晕，10^5 Msun < M < 10^6 Msun;对于富含金属的星系合并，10^6 Msun < M < 10^9 Msun。这些模型表明，离心屏障是无效的，以防止直接形成的超大质量黑洞在崩溃的SMS。此外，星系合并的条件似乎比原子冷却的晕更有利于在黑洞形成时可探测到的引力波发射和超长伽马射线暴。
2021-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Black hole mergers from dwarf to massive galaxies with the NewHorizon and Horizon-AGN simulations
大质量黑洞（MBH）合并是低频引力波的强源。为了在宇宙学的背景下研究这些事件，我们需要追踪星系的统计种群的大尺度结构和宇宙演化，从昏暗的矮星到明亮的星系。为了覆盖如此大范围的星系质量，我们分析了两个互补的模拟：具有大体积和低分辨率的Horizon-AGN，其跟踪高质量（> 1 e7 Msun）MBH人口，以及具有较小体积但较高分辨率的NewHorizon，其跟踪低质量（<1 e7 Msun）MBH人口。虽然Horizon-AGN可以用来估计脉冲星定时阵列的吸气速率，但NewHorizon可以在LISA的矮星系统计样本中调查MBH合并，这对低质量MBH很敏感。我们使用相同的方法来分析这两个模拟，后处理MBH动力学来解释主要由动力学摩擦和恒星硬化决定的时间延迟。在这两个模拟中，MBH通常在星系合并之后很久才合并，因此MBH合并时的星系形态不再由MBH合并起源的星系合并决定。这些时间延迟导致高z MBH聚结的损失，将MBH合并速率的峰值移动到z~1-2。这项研究表明，如何跟踪MBH合并在低质量星系是至关重要的探测MBH合并率LISA和调查的主机星系的属性。
2020-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The implications of high BH spins on the origin of BH-BH mergers
LIGO/Virgo合作报告了50个黑洞-黑洞（BH-BH）合并和8个候选者，这些候选者是通过深入挖掘探测器噪声而恢复的。这些合并中的大多数具有指向低BH自旋的低有效自旋和大质量恒星中的有效角动量传输，如几个模型所提出的（例如，泰勒-斯普鲁特发电机）。然而，在这58个合并中，有7个是与具有高有效自旋参数（chi_eff>0.3）一致的。此外，2个事件似乎具有源自主要（更大质量）BH的自旋的高有效自旋。这些特殊的观测结果可以用来区分孤立的双星和动力学形成通道。如果恒星中的角动量传输是有效的，并形成低自旋的黑洞，那么高自旋的黑洞似乎指向一个动力学起源。在这种情况下，需要动力学形成来产生第二代和第三代BH-BH合并，通常是高自旋BH。然而，在这里，我们表明，孤立的二元BH-BH形成也自然地复制这种高度旋转的BH。我们的模型从大质量恒星中有效的角动量传输开始，这是复制大多数具有低有效自旋的BH-BH合并所必需的。之后，一些双星会受到潮汐自旋的影响，从而形成中等比例（约10%）的高有效自旋（chi_eff>=0.4-0.5）的BH-BH合并。此外，孤立的二元演化可以产生一小部分的BH-BH合并，几乎最大限度地旋转主BH。因此，这些非典型BH-BH合并的形成情景仍有待发现。
2021-10-11 astro-ph.HE
Imprints of r-process heating on fall-back accretion: distinguishing black hole-neutron star from double neutron star mergers
包含两颗中子星（NS-NS）或一颗中子星和一个恒星质量黑洞（NS-BH）的致密双星的合并，很可能是短持续时间伽马射线暴（SGRB）的祖先。一部分> 20%的SGRB之后是暂时延长的（>~分钟长）、可变的X射线发射，这归因于中央引擎的持续活动。后期发动机活动的一个来源是束缚潮汐喷出物的回退吸积;然而，观测到的扩展发射光变曲线并没有跟踪天真预期的、不间断的~t ^{-5/3}幂律衰减，而是显示出通常在爆发后持续数十秒的发射间歇或间隙。在这里，我们重新审视加热的影响，由于快速中子捕获（r-过程）核合成率的回落吸积，使用喷出物的属性从数值相对论模拟NS-BH合并在玩具模型的核加热的动态影响。根据残余黑洞的质量，r过程加热可以印上各种各样的回落曲线形状，从几十秒的暂时平静到回落速率的后期截止。这种行为对于喷出物不同部分所经历的核加热的实际变化是鲁棒的。质量小于~3 Msun的中心黑洞通常会在回退速率上经历绝对截止，而质量大于6 - 8 Msun的黑洞则会出现时间间隙。因此，我们建议，SGRB与扩展排放产生的NS-BH，而不是NS-NS，合并。我们的模型意味着LIGO的NS-BH合并检测率，在稳态下，与NS-NS合并的检测率相当或更高。
2018-12-14 astro-ph.HE
Radiative Properties of Plasmoids and Plasmoid Mergers in Magnetic Reconnection
本文提出结合磁矢势与密度的图像处理方法，识别并统计孤立及并合等离子体团的辐射贡献，揭示其发射率、偏振与耀发振幅规律。
2024-06-15 astro-ph.HE
A binary origin for the first isolated stellar-mass black hole detected with astrometric microlensing
银河系被认为拥有数亿个静止的恒星质量的黑洞（BH）。在过去的十年中，其中一些物体可能通过引力微透镜事件被发现。所有这些检测导致了透镜的速度和质量之间的简并。这种简并性随着最近对OB 110462的天体测量微透镜探测而第一次被解除。然而，两项独立研究报告了该事件的非常不同的晶状体质量。Sahu等人（2022）推断透镜质量为7.1 $\pm$ 1.3 Msun，与BH一致，而Lam等人（2022）推断为1.6 - 4.2 Msun，与中子星或BH一致。在这里，我们研究的景观孤立的BH形成在外地。特别是，我们专注于质量和质心速度的四个子群：孤立的BH从单星起源，破坏BH的双星起源，主序星与紧凑的对象伴侣，和双紧凑对象合并。我们的模型预测，大多数（$\gtrsim$ 70%）孤立的BH在银河系的二进制起源。然而，非相互作用导致大多数大质量BH（$\gtrsim$ 15 - 20 Msun）主要是单一起源。假设OB110462是一个自由浮动的紧凑型天体，我们得出结论，它更有可能是一个BH最初属于一个双星系统。我们的研究结果表明，低质量的BH微透镜事件可能有助于了解银河系中大质量恒星的双星演化，而高质量的BH透镜可能有助于探测单个恒星演化。
2023-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Symmetry breaking in merging binary black holes from young massive clusters and isolated binaries
本文通过N体演化模型和孤立双星星族合成，首次同时纳入诞生踢动和动力学相遇导致的错位，发现年轻大质量星团和孤立双星形成的双黑洞并合群体均倾向于自旋-轨道对齐，但两种渠道均无法完全再现LIGO-Virgo-KAGRA观测到的有效自旋分布不对称性。
2023-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of GW230529 from Isolated Binary Evolution
本文通过孤立双星演化渠道和星族合成模拟解释 GW230529 质量间隙黑洞-中子星并合的形成，并预测其千新星可被现有及未来巡天探测，表明 BHNS 并合仍是重要的多信使源。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The $χ_\mathrm{eff}-z$ correlation of field binary black hole mergers and how 3G gravitational-wave detectors can constrain it
了解并合双黑洞的起源是目前天体物理学中最紧迫的任务之一。我们表明，如果孤立的二元演化占主导地位的合并二元黑洞的形成机制，人们应该期待的有效自旋参数，$χ_\mathrm{eff}$，和红移的合并，$z$，二元黑洞之间的相关性。这种相关性来自潮汐自旋系统优先形成和合并在较高的红移，由于结合较弱的轨道膨胀从低金属量的恒星，考虑到他们的风质量损失率降低，延迟膨胀和有较小的最大半径在超巨星阶段相比，在较高的金属量的恒星。因此，这些紧密结合的系统在很短的螺旋时间内合并。鉴于我们的基准模型的孤立的二进制演化，我们表明，$χ_\mathrm{eff}-z$相关的起源在可检测的LIGO-处女座二进制黑洞人口是不同的固有人口，这将成为访问只有在未来的第三代引力波探测器，如爱因斯坦望远镜和宇宙探测器。最后，我们比较我们的模型预测与人口预测的基础上，目前的目录的二进制黑洞合并，发现目前的数据有利于正相关的$χ_\mathrm{eff}-z$，我们的模型预测的孤立的二进制演化。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Explanation of the Mass Distribution of Binary Black Hole Mergers
本研究利用MOBSE双星族合成代码模拟含化学均匀演化的模型，解释了双黑洞并合质量分布的双峰来源，并揭示了并合率与探测率对物理参数的高度敏感性。
2025-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lidov-Kozai Cycles with Gravitational Radiation: Merging Black Holes in Isolated Triple Systems
我们表明，黑洞双星与外部同伴可以经历Lidov-Kozai周期，导致近心通道，导致快速合并，由于引力波发射。这种情况经常发生在伴星的质量与双星的折合质量相当，伴星轨道的半长轴在双星半长轴的$\sim 10$倍之内的系统中。使用一个简单的人口合成模型和3体模拟，我们估计在外地的三重黑洞系统的合并率约为6每Gpc $^3$每年在出生踢的情况下，在黑洞形成。这个值是在90%可信区间的低端，从目前的LIGO结果推断出的总黑洞黑洞合并率。在这些计算中有许多不确定性，其中最大的是出生踢的未知分布。即使是适度的出生踢$40\mbox{km s}^{-1}$将减少合并率的40倍。这些系统中的百分之几在首次进入aLIGO可检测的频带（10 Hz以上）时，偏心率将大于0.999。
2017-01-25 astro-ph.HE
The role of supernova convection for the lower mass gap in the isolated binary formation of gravitational wave sources
理解涉及紧凑物体的天体物理现象需要深入了解核心坍缩超新星（SNe）背后的引擎和大质量恒星坍缩的命运。特别是，这一见解是至关重要的发展的起源和形成渠道的BH-BH，BH-NS和NS-NS合并检测到的人口的理解。为了获得这种理解，我们必须将我们目前对前SN恒星性质及其潜在爆炸的知识与最终的NS或BH质量分布联系起来。对流增长的时间尺度可能对SN爆炸的强度有很大的影响，因此也对恒星残余物的质量分布。在这项研究中，我们采用了新的公式之间的关系pre-SN星的性质和它的残余从弗赖尔等人。2022到StarTrack人口合成代码，并检查它们如何影响双紧凑对象（DCO）合并形成通过孤立的二进制演化。新的公式给出了一个能力，以测试对流增长时间的假设范围很广。特别地，不同的变体允许在具有深的较低质量间隙与由大质量NS和低质量BH填充的剩余质量分布之间的平滑过渡。在本文中，我们提出的质量分布，质量比和本地合并率密度的DCO合并的新的残余质量公式的不同变体。我们用不同的方法对其他高度不确定的过程进行测试。我们发现，当m_1+m_2 < 35 Msun时，DCO并合的质量分布对SN对流增长时间尺度的假设是敏感的。在两个极端的测试变量之间，在较低的质量间隙内形成致密物体的概率可能相差高达2个数量级。对于我们的标准传质稳定性准则，SN模型对DCO合并器的质量比分布有显著影响。
2022-08-19 astro-ph.HE
The Keplerian three-body encounter II. Comparisons with isolated encounters and impact on gravitational wave merger timescales
研究了由超大质量黑洞（SMBH）产生的开普勒潮汐场对恒星质量黑洞三体动力学的影响。我们考虑两种情况下发生的SMBH：不稳定的三元组和三体之间的二元和单一的遭遇破裂。这两种情况分别对应于硬二元情况和软二元情况。潮汐场通过潮汐限制系统来影响三元组的解体，使得三元组以较低的解体速度更早地解体，留下稍大的二进制（相对于孤立的情况）。破裂方向变得各向异性，并倾向于遵循三重峰的Hill区域的形状，有利于径向方向上的破裂。此外，潮汐场可以扭转系统，导致三重体和它围绕SMBH的轨道之间的角动量交换。这个过程改变了最终双星的性质，这取决于三元组的初始角动量。最后，潮汐场也会影响双星与单星的相遇：双星在单独相遇时，往往会变得更加坚硬和古怪。因此，在深开普勒势中的单双星散射产生了具有较短引力波合并时标的双星。
2019-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Isolated Binary Black Hole Formation and Merger Rates from Galaxy Evolution
该研究基于星系金属度分布与SEVN恒星演化模型构建双黑洞族群模型，计算双黑洞并合率演化特征，分析延迟时间分布幂律指数的影响，解释了双黑洞质量分布特征与对不稳定性质量间隙的成因。
2025-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can isolated binaries form unequal-mass binary black-hole mergers with a high-spin primary black hole?
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao-Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Department of Astronomy, Cornell University（康奈尔大学天文学系天文与行星科学中心）；Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Institute for Advanced Study in Physics, Zhejiang University（浙江大学物理高等研究院宇宙学与计算天体物理中心）
该研究探讨孤立双星演化能否产生高自旋主黑洞的不等质量双黑洞并合，提出两种可行路径，指出等级并合并非唯一起源，未来可通过探测自旋约0.7的事件区分两种起源。
2026-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shaping binary black hole merger efficiency with gravitational wave observations
Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati（高级研究国际学院）；Department of Physics, University of Trento（特伦托大学物理系）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理学中心（ZAH）理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg, Interdiszipliäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所）；Istituto Nazionale Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所里雅斯特分部）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）
本研究提出半参数双黑洞种群模型，拟合引力波数据，发现孤立并合效率需降低约一个数量级，动力学通道效率更高，两通道贡献相当，并给出延迟时间分布。
2026-09-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Pre-supernova evolution and final fate of stellar mergers and accretors of binary mass transfer
本研究利用MESA模拟，揭示双星质量吸积与并合如何改变大质量恒星的前超新星结构，导致蓝超巨星阶段及独特核心结构，并影响最终黑洞或中子星的形成质量。
2024-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Fast Radio Bursts from White Dwarf Binary Mergers: Isolated and Triple-Induced Channels
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Northwestern University（西北大学）
研究通过模拟恒星群体发现三倍系统能产生更多并合通道，延长延迟时间分布，预测本地源率与观测一致，支持三倍系统是快速射电暴重要形成途径。
2026-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2020-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Lower Your Rates: On Claims of a Binary Black Hole Merger-Rate Crisis
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）
本文通过分析57项孤立双星演化研究的1490个模拟速率，发现约80%的子模型高于观测值，但相当一部分子模型可复现或低估观测速率，表明所谓的双黑洞并合率危机高度依赖于模型假设。
2026-08-28 astro-ph.HE
Is GW190521 the merger of black holes from the first stellar generations?
GW 190521挑战了我们对大质量恒星后期演化的理解，特别是对不稳定性的影响。我们讨论的可能性，在低或零金属丰度的恒星可以保留大部分的氢信封，直到前超新星阶段，避免脉动对不稳定的制度，并产生一个黑洞的质量在质量间隙的回落。我们提出了一系列新的恒星演化模型在零和低金属计算与日内瓦和MESA恒星演化代码和比较现有的网格模型。金属丰度在0-0.0004范围内的模型具有三个属性，与更高金属丰度的模型相比，这些属性有利于更高的BH质量。这些是（i）较低的质量损失率在后MS阶段，（ii）一个更紧凑的恒星不利于二进制的相互作用和（iii）可能的氢氦壳相互作用，降低CO核心质量。我们的结论是，这是可能的，GW 190521可能是合并的黑洞直接产生的大质量恒星从第一代恒星。我们的模型表明BH质量高达70-75 Msun。与对流混合、质量损失、H-He壳层相互作用和对不稳定脉动有关的不稳定性可能会使这一极限增加到~85 Msun。
2021-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on Runaway Growth of Intermediate Mass Black Holes from Advanced LIGO
越来越多的证据表明，中等质量黑洞（IMBH）（这里定义为质量在M=500-10^5 Msun之间）存在于某些球状星团（GC）的致密中心。它们与其他IMBH或星团中的恒星BH合并产生的引力波（GW）大多以<10 Hz的频率发射，不幸的是，这是目前地面天文台如高级LIGO（aLIGO）无法达到的。尽管如此，我们表明，aLIGO测量可以用来有效地探测一个可能的形成机制的IMBHs在GC中，即一个失控的合并过程中的恒星种子BH。在这种情况下，aLIGO将对合并阶梯的较低质量梯级敏感，范围从种子BH质量到质量>~50-300 Msun，其中来自标准合并的背景预计非常低。假设这个通用的IMBH形成的情况下，我们计算的质量函数，对应于可能的合并树的限制情况。基于对GCs数密度的估计，并考虑到仪器的灵敏度，我们发现目前的观测并不能有效地限制由GCs中恒星黑洞的失控合并所形成的IMBHs的占据分数f_occ。然而，我们发现，在设计灵敏度下运行六年的aLIGO将能够在99.9%的置信水平下探测到f_occ<3%，或者找到这种形成机制的证据，或者如果含有IMBH的GC的比例更高，则需要其他证据。
2018-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Development of convective envelopes in massive stars: Implications for gravitational wave sources
本研究基于MESA恒星模型探究大质量恒星对流包层演化，修正StarTrack代码中的公共包层处理方式，发现20-50倍太阳质量双黑洞并合率被高估20倍，且大质量双黑洞形成预测受恒星结构认知限制。
2024-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Merger Rate of Primordial Black Holes
本文提出数值框架计算原初黑洞并合率，发现晕内相互作用使并合率在低红移时提高约50%。
2025-12-13 astro-ph.HE
Progenitors of low-mass binary black-hole mergers in the isolated binary evolution scenario
我们的目标是研究的祖属性和预期的两个最低质量的二进制黑洞（BH）合并，GW 151226和GW 170608，在前两个先进的LIGO-Virgo运行中检测到，在孤立的二进制演化的情况下。我们使用的公共MESA代码，我们适应包括BH的形成和不稳定的传质过程中开发的共同信封（CE）阶段。使用超过60000二元模拟，我们探索了广泛的初始恒星质量，分离，金属丰度和质量转移效率的参数空间。我们得到的预期分布的啁啾质量，质量比，合并时间延迟占初始恒星二元分布。我们的模拟表明，虽然我们获得的祖先在整个探索的金属丰度范围内都是相容的，但根据恒星风，它们对恒星的初始质量有很强的依赖性。所有的祖先遵循一个类似的演化路径，从双星初始分离的$30-200~R_\odot$范围内，经历了一个稳定的质量转移相互作用之前，形成的第一个BH，和第二个不稳定的质量转移插曲导致CE喷射发生时，二级恒星穿过赫兹斯普林间隙或当它是燃烧他在其核心。CE阶段在所考虑的低质量范围内起着根本性的作用：只有经历这种不稳定的质量转移阶段的祖细胞能够在不到哈勃时间内合并。我们发现综合合并率密度范围内$0.2-5.0~{\rm yr}^{-1}~{\rm Gpc}^{-3}$在本地宇宙的最高传质效率探索。最高速率密度导致$1.2-3.3~{\rm yr}^{-1}$的检测率，与观察到的速率一致。当与观测值比较时，使用$α_{\rm CE…
2021-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in dynamical and torus ejecta of compact binary mergers
我们提出了一个全面的研究的r-过程元素核合成的喷出物的紧凑的二元合并（CBM）和他们的遗迹黑洞（BH）的环面系统。的BH-吸积环面的演化模拟秒与牛顿流体动力学代码，包括粘度效应，伪牛顿重力旋转BH，和一个依赖于能量的两个时刻关闭计划的电子中微子和反中微子的运输。所研究的事例是在相对论双中子星（NS-NS）和NS-BH合并模型的指导下，产生了转动参数为A~0.8，环面为0.03-0.3 Msun的~3-6 Msun黑洞。我们的核合成分析包括动态（提示）喷出物在CBM阶段和中微子和粘性驱动流出的遗迹BH-环面系统。虽然通常约20-25%的初始吸积环质量会因粘性驱动的外流而损失，但中微子驱动的风最多贡献约1%，但中微子加热显着增强了粘性喷出物。由于BH-环面喷出物具有宽的电子分数（0.1-0.6）和熵分布，它们产生从A~80直到锕系元素的重元素，A>130核的相对贡献是次优势的，并且敏感地依赖于BH和环面质量以及剪切粘度的精确处理。当A>90时，CBM和BH-环面相的组合喷出物可以很好地再现太阳丰度。环面喷出物的不同贡献可能解释了观测到的40<Z<56的轻元素相对于重元素的变化，而与环面喷出物相比，瞬发喷出物的显著减少，例如在高度不对称的NS-BH合并中，可能解释了重元素缺乏星的组成。
2015-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
First and second-generation black hole and neutron star mergers in 2+2 quadruples: population statistics
最近在低质量隙和高质量隙区域对中子星（NS）和黑洞（BH）合并产生的引力波的探测给标准恒星和双星演化理论提出了一个难题。质量差距合并可能起源于等级系统中的连续合并，如四元组。在这里，我们考虑重复合并的NS和BH的恒星2+2四元组系统，在长期的演变可以加速合并的内部双星之一。随后，合并残留物可能会与伴星相互作用，产生第二代合并。我们将内部双星的初始恒星和双星演化模型化为孤立系。在成功的紧凑的对象形成的情况下，我们随后遵循的四重系统的长期动力学演化。当合并发生时，我们考虑合并反冲，并使用直接N体积分模型随后的演变。通过对初始性质的不同假设，我们发现大多数第一代并合星并没有受到长期演化的影响，它们的观测性质大多与孤立双星一致。一个小的子集显示长期演化的印记，通过剩余偏心率在LIGO波段，和逆行的自旋轨道方向。第二代合并比第一代合并少10^7倍，并且会受到散射的强烈影响（即，三体相互作用）引起的第一代合并。特别是，散射可以解释低端质量间隙内的合并，尽管不是高端质量间隙。此外，在少数情况下，散射可以解释高度偏心的LIGO源和负的有效自旋参数。
2021-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merger rates of intermediate-mass black hole binaries in nuclear star clusters
恒星质量黑洞（BH）在密集星团中的重复合并可以产生中等质量黑洞（IMBHs）。特别是，在星系中心的核星团有足够深的势阱，以保留大部分的BH合并产品，尽管显着的反冲踢由于各向异性发射的引力辐射。这些事件可以在引力波（GW）中检测到，这代表了揭示IMBH的前所未有的机会。在本文中，我们分析了广泛的数值模拟，其中包括不同的集群金属丰度，初始BH种子质量，和初始BH自旋的统计结果，我们计算的合并率的IMBH二进制文件。我们发现合并率在$0.01$ - $10$ \、Gpc $^{-3}$ \、yr $^{-1}$范围内，取决于IMBH质量。我们还计算了地基和天基观测站的多波段检测的数量。我们的模型预测，对于质量为$\lesssim 1000\msun$的IMBH，LISA、DECIGO、ET和LIGO每年应该可以检测到一些合并事件，而DECIGO、ET和LIGO每年只能检测到几十个合并事件。
2022-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Synthetic catalog of black holes in the Milky Way
我们提出了一个开放存取的数据库，其中包括一个综合目录的黑洞在银河系。为了计算单星和双星的演化，我们使用了更新的人口合成代码StarTrack。我们应用了一个新的恒星形成历史和化学演化的银河系盘，球和晕综合观测和理论数据的模型。我们发现，在目前的时刻银河系（盘+球+晕）包含约1.2 x 10^8个平均质量约为14 Msun的单个黑洞和9.3 x 10^6个平均质量为19 Msun的双星系统黑洞。我们目前的基本统计性质的BH人口，如分布的单个和二进制BH的质量，速度，轨道参数或数量的BH二进制系统在不同的演化配置。我们发现最大质量的黑洞是在BH-MS、BH+He、BH-BH等双星系统的并合中形成的。由于恒星风的存在，恒星星族的金属丰度对最终BH质量有重要影响。因此，在我们的模拟中，最大的单BH，113 Msun，起源于合并的氦星和黑洞在低金属量恒星环境中的星系晕。双星系统中质量最大的BH为60 Msun，也是在星系晕中形成的。我们的限制，只有0.006%的总星系晕质量（包括暗物质）可以隐藏在恒星起源的BH的形式是目前的观测调查无法检测。银河系双星BH是少数（所有银河系BH的10%），其中大多数都在BH-BH系统中。目前银河系中两种常见包络模型的合并速率：BH-BH为300万~ 8100万r ^-1，BH-NS为100万~ 900万r ^-1，NS-NS为1400万~ 5900万r ^-…
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Merger rate density of binary black holes through isolated Population I, II, III and extremely metal-poor binary star evolution
我们调查的形成合并二进制黑洞（BH）通过孤立的二进制演化，进行二进制人口合成计算，涵盖了前所未有的广泛的金属丰度范围的人口（Pop）I，II，III，和极贫金属（EMP）双星。我们发现，预测的合并率密度和初级BH质量（$m_1$）的分布是一致的引力波（GW）的观测。值得注意的是，Pop III和EMP（$< 10^{-2}$ $Z_\odot$）双星产生了大多数的对不稳定性（PI）质量间隙事件与$m_1 = 65$- $130$ $M_\odot$。随着红移的增加，Pop III双星对PI质量隙事件的贡献更大，所有PI质量隙事件都起源于红移为$\gtrsim 8$的Pop III双星。我们的结果可以通过以下两点来评估未来的GW观测。首先，在我们的结果中没有具有$m_1=100$ -- $130$ $M_\odot$的二元BH，因此$m_1$分布应该突然下降到$m_1=100$ -- $130$ $M_\odot$的范围内。第二，PI质量隙事件率应该向更高的红移增加，直到$\sim 11$，因为这些事件主要来自Pop III双星。我们发现，需要以下三个假设来重现当前GW观测：头重脚轻的恒星初始质量函数和存在的密切双星的Pop III和EMP双星，和低效的对流过冲在恒星演化的主序星阶段。如果没有上述任何一项，PI质量间隙事件的数量变得太低，无法重现当前的GW观测结果。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
