Premature supermassive black hole mergers in cosmological simulations of structure formation
本研究利用FABLE宇宙学模拟发现黑洞并合常因数值误差过早发生，校正后产生数Gyr的宏观物理延迟，会抑制大质量黑洞并合、增加低红移双活动星系核数量，凸显提升黑洞动力学建模精度的紧迫性。
2025-08-31 astro-ph.GA
Constraining Delay Time Distribution of Binary Neutron Star Mergers from Host Galaxy Properties
引力波（GW）观测站正在发现双中子星合并（BNSM），至少在一个事件中，我们能够在多个波长的光中追踪它，这使我们能够识别宿主星系。利用一个具有恒星形成历史的本星系表，并采用BNSM延迟时间分布（DTD）模型，我们研究了BNSM速率对星系性质的依赖关系。与星系的内禀性质分布相比，BNSM宿主星系的内禀性质分布偏向于颜色更红、比恒星形成率更低、光度更高、恒星质量更大的星系，反映了质量越大的星系BNSM率越高的趋势。我们引入了一种形式主义，有效地利用宿主星系的属性来约束DTD模型进行预测。我们发现BNSM发生分布对星系颜色，特定的恒星形成率和恒星质量的依赖性，可比的约束，都比那些依赖于$r$波段光度。最严格的限制来自使用个别恒星形成的历史的主机星系，这减少了三个或更多的因素的DTD参数的不确定性。基本上不同的DTD模型可以用大约10个BNSM检测来区分。将DTD参数约束在10%的精度水平需要大约100个检测，可以用十年时间尺度上的GW观测来实现。
2020-11-04 astro-ph.GA
Delayed triggering of radio Active Galactic Nuclei in gas-rich minor mergers in the local Universe
我们研究的过程中触发恒星形成和活动星系核（AGN）的活动在一个样本中的25个低红移（$z<0.13$）富含气体的星系合并观察到毫角秒的分辨率与甚长基线干涉测量的一部分，在20厘米（mJIVE-20）的mJy成像VLBA勘探。高（$>10^7$ K）的亮度温度所需的mJIVE-20检测允许我们明确地确定我们的样品中的无线电活动星系核。我们发现了三个这样的物体。在窄线光学诊断图上，我们的VLBI活动星系核被归类为Seyfert或LINER，目标的中红外颜色和H $α$星形成率与综合射电光度的比较也与VLBI的结果一致。我们重建恒星形成的历史，在我们的星系使用光学和紫外测光，并发现这些无线电活动星系核并没有及时触发合并过程中，与以前的研究结果一致的非VLBI样本的无线电活动星系核。这种延迟会大大限制星系合并中由射电活动星系核触发的反馈的效率。我们发现，无线电活动星系核主机有较低的恒星形成率比非活动星系核无线电选择星系在相同的星暴年龄。常规和VLBI射电成像显示这些活动星系核在角秒尺度上是紧凑的。我们的模型表明，活动星系核膨胀的射电瓣的实际大小可能比这大得多，但这些太微弱了，无法在现有的观测中检测到。深度射电成像需要绘制出活动星系核的真实范围，并确定射电活动星系核宿主中的低恒星形成率是射电喷流触发所需的特殊条件的结果，还是活动星系核反馈的影响。
2016-08-15 astro-ph.GA
The origins of light and heavy r-process elements identified by chemical tagging of metal-poor stars
自从发现短持续时间伽马射线暴中的中子星（NS）元素抛射的证据以来，人们对NS并合作为r-过程元素起源的兴趣日益浓厚。NS并合起源的假设得到了NS并合中核合成理论更新的加强，该理论更新成功地产生了A>130的r过程核素。另一方面，轻r-过程元素的起源是否与NS合并事件中的核合成有关仍不清楚。我们发现一个签名的核合成在NS合并从特殊的化学丰度的恒星属于银河系球状星团M15。这一发现与最近的核合成结果相结合，意味着在NS合并核合成的潜在多样性。基于这些考虑，我们成功地解释了观测到的星系晕星之间的[轻r-过程/Eu]和[Eu/Fe]之间的相关性，并相应地缩小了r-过程生产站点中超新星核合成的作用。我们的结论是，紧密的相关性由大部分的晕星是由于这样一个事实，即核心坍缩超新星产生轻的r-过程元素，而重的r-过程元素，如Eu和Ba产生NS合并。另一方面，在异常区的恒星，由r-增强的恒星（[Eu/Fe]>+1）组成，如CS22892-052，只富集了由NS合并的一个子类喷出的物质，该子类倾向于大质量，由轻和重的r-过程核素组成。
2014-10-07 astro-ph.GA
Structure, Kinematics, and Chemical Enrichment Patterns after Major Gas-Rich Disc-Disc Mergers
我们使用了N-体平滑粒子流体动力学算法，详细处理恒星形成，超新星反馈和化学富集，进行8个模拟气体丰富的盘星系之间的合并。我们改变的质量比的祖先，他们的旋转轴，和他们的轨道参数和分析的残余物的运动学，结构和化学性质。这些模拟结果中的六个合并残留物的形成与光盘形态作为一个结果的残留物的大气体部分。我们发现，恒星合并过程中形成（突然的星爆发生在我们的模拟和持续0.2-0.3 Gyr）和合并后形成的那些有不同的运动学和化学性质。第一类位于厚盘或晕中。它们部分受到速度弥散的支持，即使在金属丰度高达[Fe/H]=-0.5时也具有高[α/Fe]比。前者-年轻的组件-位于旋转支撑的薄圆盘中，并且具有较低的[α/Fe]比。这两个组件的旋转支持的差异导致厚盘的旋转滞后的薄盘的多达两个因素，最近observed.We发现，而合并残留的运动学和结构特性强烈依赖于合并的轨道参数，有一个显着的均匀性的合并的化学性质。这表明，可以得出关于富气合并的化学特征的一般结论。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
White Dwarf Merger Remnants with Cooling Delays on the Q Branch Lack Strong Magnetism
Boston University（波士顿大学）；Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学霍默·L·多德物理与天文系）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
研究发现Q分支白矮星因冷却延迟长而缺乏强磁性，可能源于无磁形成机制或磁性在冷却过程中耗散。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A simple and general method for solving detailed chemical evolution with delayed production of iron and other chemical elements
我们提出了一个理论方法来解决化学演化的星系，假设一个瞬时回收近似的化学元素恢复的大质量恒星和延迟时间分布形式主义的延迟化学富集Ia型超新星。星系气体质量组装的历史，以及假设的恒星产额和初始质量函数，代表了这个方法的出发点。我们推导出一个简单而通用的方程，它密切相关的星系气体吸积历史和恒星形成历史的拉普拉斯变换，它可以用来简化问题的恢复这些量的星系演化模型假设线性施密特-肯尼库特定律。我们发现，一旦从我们的假设中重建了星系恒星形成的历史，化学元素$X$演化的微分方程可以用经典方法适当地求解。我们应用我们的模型来重现[O/Fe]和[Si/Fe]与[Fe/H]的化学丰度模式，在太阳附近观察到的，通过假设一个衰减的指数下降率的气体和不同的延迟时间分布的Ia型超新星，我们还探讨了假设一个非线性施密特-肯尼库特定律的影响，指数的幂律是$k=1.4$。虽然近似，我们的结论是，我们的模型与Ia型超新星的单一退化的情况下，提供了最好的协议与观测数据集。我们的方法也可用于其它互补星系恒星星族合成模型，预测星系的化学演化。
2016-12-23 astro-ph.GA
The hierarchical assembly of galaxies and black holes in the first billion years: predictions for the era of gravitational wave astronomy
在这项工作中，我们包括黑洞（BH）播种，生长和反馈到我们的半解析星系形成模型，德尔菲。我们的模型现在完全跟踪，吸积和合并驱动，层次组装的暗物质晕，重子和BH质量的高红移（$z>5$）星系。我们使用一组与恒星形成和BH生长相关的质量和$z$无关的自由参数（和反馈），并包括抑制BH增长的低质量星系，探讨了一些物理方案，包括：（i）两种类型的BH种子（恒星和直接坍缩BH; DCBH）;（ii）再电离反馈的影响;以及（iii）瞬时星系合并与延迟星系合并对重子增长的影响。虽然两个再电离反馈和延迟星系合并有没有明显的影响，不断变化的紫外光度函数，后者限制了最大BH质量达到这些高$z$。然后，我们使用这个模型，基线对所有可用的高$z$星系和BH的数据集，预测合并事件在$z > 5$的LISA可探测性。正如预期的那样，合并率主要由恒星BH合并的所有情况下，我们的模型预测的预期上限约为20合并的情况下，瞬时合并和没有再电离反馈超过4年的任务持续时间。包括延迟合并和再电离反馈的影响，在相同的观测时间尺度上减少到大约12个事件。
2019-03-26 astro-ph.GA
A Swing of the Pendulum: The Chemodynamics of the Local Stellar Halo Indicate Contributions from Several Radial Merger Events
我们发现，APOGEE和GALAH恒星在当地的恒星晕的化学丰度和动力学是不一致的情况下，内晕主要是由碎片从一个单一的，大规模的，古老的合并事件，已提出解释盖亚-土卫二/盖亚香肠（GSE）结构。这些数据包含了化学成分与能量的趋势，这与对单一大规模古老合并事件的预期相反，并且存在具有不同动力学的多个化学演化路径。我们使用贝叶斯高斯混合模型回归算法来描述本地恒星晕，并发现数据是最好的四个组件的模型拟合。我们将这些成分解释为VRM，Cronus，Nereus和Thamnos;然而，Nereus和Thamnos可能代表不止一个吸积事件，因为它们的成员星的化学丰度分布包含许多峰。虽然克罗诺斯和塔姆诺斯的成分有不同的动力学，但它们的化学丰度表明它们可能是相关的。我们发现Nissen & Schuster（2010）中不同的低和高α晕群可以用VRM和Cronus星以及一些原位星来解释。由于局部恒星晕包含多个子结构，不同流行的选择GSE恒星的方法实际上会选择这些子结构的不同混合物，这可能会改变所选恒星的表观化学动力学性质。我们还发现太阳区的Splash星比以前报道的更高的v_phi和稍低的[Fe/H]。
2022-11-22 astro-ph.GA
GASTRO library II: Exploring Chemical Bimodalities in Disk Galaxies with GSE-like Mergers and Massive Star-forming Clumps
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Institut de Ciencies del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (IEEC-UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Observatório Nacional（巴西国家天文台）；University of Chicago（芝加哥大学）
通过GASTRO库中的SPH+N体模型，研究高密度恒星形成团块和单次并合事件对盘星系中α-rich和α-poor星族形成的影响，发现早期团块相或逆行并合能降低恒星形成率从而产生类似银河系的化学双峰性。
2026-05-27 astro-ph.GA
Chasing the impact of the Gaia-Sausage-Enceladus merger on the formation of the Milky Way thick disc
我们使用贝叶斯机器学习框架BINGO（银河考古学的贝叶斯推断）来获得斯隆数字巡天第17次数据发布中出现的68，360颗红巨星和红团星的高质量恒星年龄估计，APOGEE-2高分辨率光谱巡天。通过研究银河系盘星的去噪年龄-金属丰度关系，我们确定了金属丰度的下降与[Mg/Fe]的增加在早期的时代，随后的化学富集事件与增加[Fe/H]和减少[Mg/Fe]。这一结果与在类似银河系的放大宇宙学模拟御夫座中发现的早期富气合并引起的化学演化一致。在御夫座18合并的初始阶段，由于合并稀释了金属含量，主星系的[Mg/Fe]增加，金属丰度下降。我们的研究结果表明，我们银河系的最后一次大规模合并，盖亚-香肠-土卫二，可能是一次重要的富含气体的合并，并引发了恒星爆发，有助于化学富集和早期厚盘富含金属部分的建设。
2023-03-10 astro-ph.GA
The delayed time distribution of massive double compact star mergers
为了研究一般双星种群的时间演化，特别是在星系演化背景下的双致密双星和合并，最直接的方法显然是在星系化学演化代码中实现详细的双星演化模型。据我们所知，布鲁塞尔银河系化学演化代码是唯一一个完全一致的帐户的重要影响，相互作用的双星的化学演化的预测。用一个没有明确包含双星的银河系代码，如果这些合并的延迟时间分布（DTD）可用，那么双致密双星和合并的人口的时间演化可以以合理的精度进行估计。Ia型超新星的DTD在过去的十年中得到了广泛的研究。本文给出了双中子星双星和中子星与黑洞混合系统的合并的双元差分方法。后者的合并是非常有前途的网站，为生产的r-过程的元素和DTDs可以用来研究这些元素的星系演化的代码，不明确占二进制。
2016-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Old and New Major Mergers in the SOSIMPLE galaxy, NGC 7135
高分辨率积分场单位光谱和强大的全谱拟合代码的同时进步，现在有可能检查空间分辨的运动，化学成分，和恒星形成的历史，从附近的星系。我们从合并和配对的快照光学光谱成像遗产探测（SOSIMPLE）调查中获取新的MUSE数据，以检查NGC 7135。由于气体的反向旋转，运动学的中断和不对称的化学分布，NGC 7135与正在进行的合并一致。虽然被当前的合并很好地隐藏，但我们能够区分出起源于6-10 Gyr前的合并的恒星。我们还发现了一个梯度，在非原位材料与galactocentric半径，与吸积分数从0%的星系中心上升到7%的有效半径内的0.6。
2021-01-18 astro-ph.GA
Self-similarity in the chemical evolution of galaxies and the delay time distribution of SNe Ia
最近在恒星星族和单星年龄测定方面的改进使我们能够以前所未有的准确度研究恒星和星系的年龄和丰度。在这里，我们比较了年龄和α元素丰度之间的关系，在太阳附近的本地，早期型星系的恒星。我们发现这两种关系非常相似。两者都属于两种制度，年龄小于9 Gyr的斜率较平缓，年龄大于9 Gyr的斜率较陡。考虑到不同类型的星系和所涉及的尺度，这种数量上的相似性似乎令人惊讶。对于早型星系的样本，我们还表明，数据是不符合文献的单或双高斯形状的延迟时间分布。数据符合幂律延迟时间分布。因此，我们确认，延迟时间分布推断银河系的化学演化参数也必须适用于大规模的早期型星系。我们还对年龄-[α/Fe]关系的普遍性作了初步的解释，它是具有不同化学演化历史的不同恒星星族的平均化的表现。
2016-06-30 astro-ph.GA
A dwarf-dwarf merger and dark matter core as a solution to the Globular Cluster problems in the Fornax dSph
天炉座dSph的五个球状星团（GCs）令人困惑，原因有二：相对于星系的旧恒星质量，GCs的质量很高，而且它们的存活和大距离（> 1 kpc）与动力学摩擦的天真预期不一致。我们在这里提出了一个半分析模型，同时解决这两个问题，在一个全面的进化框架天炉座。该模型的关键是包括：1）GC形成位置的流体动力学约束，2）动力摩擦计算中的自洽速度分布函数和3）由于过去的矮星-矮星合并在轨道积分中GC轨道的扩展。后者对于协调星团的动力学生存以及它们相对于天炉座场恒星的化学性质至关重要。我们发现，为了使四个GC在它们观测到的投影位置上存活下来，需要一个半径> 1.5 kpc的暗物质核心和一个与天炉座动力质量比为1：5至1：2的矮星合并。我们支持合并的情况下，显示领域的恒星金属丰度分布函数和异常的化学性质的GC 5方面，是一个合并的星系，这是1/3的质量小于天炉座的代表。化学和动力学模型一起提出了一种场景，在合并过程中，原天炉座中的三个原位GC被喷射到外围，大约10个Gyrs前在合并过程中形成了GC 4，GC 5被合并星系带到天炉座。
2019-11-20 astro-ph.GA
The History of R-Process Enrichment in the Milky Way
我们调查的生产地点和富集历史的$r$过程中的元素在银河系中，跟踪的[Eu/Fe]比，使用高分辨率，宇宙学放大模拟“厄里斯”。在$z=0$，厄里斯代表了一个接近银河系的类似物，使其成为了解我们银河系化学演化的理想实验室。厄里斯正式追踪了Ia型和II型超新星产生的氧和铁。我们包括在后处理生产的$r$ -过程元素从紧凑的二进制合并。与以往的研究不同，我们发现，从紧凑的二进制合并的核合成产品可以纳入恒星的金属丰度非常低，并在早期，即使有一个最小的延迟时间为100万年。这一结论对合并率、最小延迟时间和延迟时间分布的适度变化相对不敏感。通过对金属混合的一级描述，我们可以进一步提高[ $α$ /Fe]和[Eu/Fe]的化学演化模型与实验数据的一致性.我们认为，致密的二元并合可能是银河系中$r$过程核合成的主要来源.
2015-04-09 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with asteroseismic ages. II. Confirmation of a delayed gas infall using Bayesian analysis based on MCMC methods
随着当代大型调查和观测活动的丰富信息，正确利用数据来限制银河系化学演化模型的参数并量化相关的不确定性至关重要。我们的目标是约束太阳环的化学演化模型，使用测得的化学丰度比和地震推断的APOKASC样本中的恒星年龄。在Spitoni等人（2019）修订的两次下落化学演化模型中，在两次气体吸积事件之间调用了$\sim 4.3$ Gyr的显著延迟。在这项工作中，我们希望测试其鲁棒性和统计确认/量化的延迟。第一次，贝叶斯框架的基础上马尔可夫链蒙特卡罗方法已被用于拟合两个下落的化学演化模型的数据。除了拟合APOKASC样本中恒星的数据外，我们的最佳拟合模型还再现了盘的化学演化的其他重要观测约束：i）现今恒星表面密度; ii）现今超新星和恒星形成率; iii）金属丰度分布函数; iv）太阳丰度值。我们发现了一个显着的延迟之间的两个气体吸积事件的各种模型探索与不同的价值观的恒星形成效率。延迟值在$4.5-5.5$ Gyr范围内。结果表明，APOKASC样品具有延迟富气合并的特征，稀释是决定低$α$星在丰度比空间中形状的主要过程。
2020-01-28 astro-ph.GA
Neutron star mergers as the astrophysical site of the r-process in the Milky Way and its satellite galaxies
核合成工作的最新进展以及与引力波源GW 170817有关的千诺瓦的发现表明，中子星合并（NSM）可能是r-过程的一个场所。然而，一些关于银河系化学演化的研究指出，这一观点与银河系中观测到的恒星丰度特征之间存在着不一致：（a）Eu在低（晕）金属丰度时的存在;（b）Eu/Fe在高（盘）金属丰度时的下降趋势。在这项研究中，我们探讨了银河系的晕，盘和卫星矮星系的化学演化。特别注意的延迟时间分布的形式为Ia型超新星（SN Ia）和NSM。星系晕被模拟为具有不同质量的独立演化的积木星系的系综。单个的构造块以及圆盘和卫星矮星被视为混合良好的单区系统。我们的结果表明，上述不一致可以解决，因此NSM可以是银河系中唯一的r-过程网站，只要延迟时间分布满足以下条件：（i）第一个Ia超新星的出现有一个长的延迟（~1 Gyr）（或其数量的缓慢早期增加）和（ii）一个额外的早期组件提供>~ 50%的所有NSM的延迟~0.1 Gyr。在我们的模型中，晕中的r-过程增强型和r-过程缺乏型恒星似乎分别起源于超暗的矮星和大质量的积木。我们的结果还表明，双中子星的出生踢对盘中Eu的演化有一定的影响。
2021-06-07 astro-ph.GA
The Fall of a Giant. Chemical evolution of Enceladus, alias the Gaia Sausage
我们提出了土卫二的第一个化学演化模型，别名盖亚香肠，研究银河系在一次重大合并事件中吸积的最大质量卫星之一的恒星形成历史。我们最好的土卫二化学演化模型很好地符合观测到的恒星[ $α$ /Fe]-[Fe/H]化学丰度的趋势，并再现了观测到的恒星金属丰度分布函数，假设低恒星形成效率，快速下降的时间尺度，和温和的外流强度。我们预测了土卫二恒星$12.33^{+0.92}_{-1.36}$ Gyr的平均年龄，并且-在与我们的银河系合并时（$\approx10$ Gyr ago来自Helmi等人）- 我们预测土卫二的总恒星质量为$M_{\star} \approx 5 \times 10^{9}\,\text{M}_{\odot}$。通过观察我们最好的模型的预测，我们讨论了银河系和土卫二等系统之间的合并事件可能抑制了气体在高红移时吸积到星系盘上，加热了晕中的气体。这种情况可以解释我们的银河系的恒星形成活动约10 Gyr前，这是由银河系化学演化模型预测的淬火延长期，以再现观察到的双峰性[ $α$ /Fe]-[Fe/H]之间的厚盘和薄盘恒星。
2019-05-12 astro-ph.GA
Observational Inference on the Delay Time Distribution of Short Gamma-ray Bursts
中子星合并的延迟时间分布提供了关键的洞察二进制演化过程和合并率的紧凑型物体二进制的演变。然而，目前的观测限制，这种延迟时间分布依赖于小样本的银河系双中子星（不确定的选择效果），一个单一的多信使引力波事件，和间接证据的中子星合并的基础上$r$过程富集。我们使用一个样本的68个宿主星系的短伽马射线暴的延迟时间分布上放置新的约束，并利用这一结果来推断合并率演化的紧凑型物体双星包含中子星。我们在99%可信度下使用$α< -1.31$恢复$α= -1.83^{+0.35}_{-0.39}$的幂律斜率（中位数和90%可信区间），在99%可信度下使用$t_\mathrm{min} > 72~\mathrm{Myr}$恢复$t_\mathrm{min} = 184^{+67}_{-79}~\mathrm{Myr}$的最小延迟时间，在99%可信度下恢复$t_\mathrm{max} > 7.95~\mathrm{Gyr}$的最大延迟时间。我们发现这些约束与理论预期大致一致，尽管我们恢复的幂律斜率比$α= -1$的常规值大得多，并且我们的最小延迟时间大于$10~\mathrm{Myr}$的通常假设值。将这个宇宙学探测器与银河系双中子星人口的命运紧密的对象二进制系统将是至关重要的理解这两个人口的独特的选择效应。除了探测一个显着更大的红移制度的中子星合并比可能与当前的引力波探测器，补充我们的结果与未来的多…
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The imprint of satellite accretion on the chemical and dynamical properties of disc galaxies
目的：我们研究了宇宙学的组装历史对螺旋星系盘的化学和动力学性质的影响。方法：我们利用{ \tt RaDES}（Ramses Disc Environment Study）模拟的Milky Way质量，完全宇宙学圆盘。我们通过检查卫星与星系盘的接近程度来分析它们的组装历史，而不是它们的合并树，以更好地衡量哪些卫星会影响星系盘。我们给出了模拟星系的恒星年龄和金属丰度剖面、恒星年龄-金属丰度关系（AMR）、恒星年龄-速度色散关系（AVR）和恒星年龄分布（SAD）。结果如下：组装历史可以分为三个不同的阶段：i）合并主导阶段，此时发生大量质量比为$\sim$ 1：1的合并（平均持续$\sim$ 3.2 $\pm$ 0.4 Gyr）; ii）较安静阶段，发生$\sim$ 1：10合并（持续$\sim$ 4.4 $\pm$ 2.0 Gyr）-这两个阶段能够运动学地加热盘并产生在其整个径向延伸上化学混合的盘; iii）“长期”阶段，其中发生的少数合并具有低于1：100的质量比，并且不影响盘的性质（持续$\sim$ 5.5 $\pm$ 2.0 Gyr）。阶段ii以最终合并事件（在时间$t_\mathrm{jump}$）结束，标志着AMR、AVR和SAD中重要径向差异的开始。结论：反转AMR的趋势，在光盘的外部，为年轻的恒星比$t_\mathrm{jump}$，被发现作为径向运动和恒星形成的卫星暂时位…
2015-12-02 astro-ph.GA
Self-Interacting Dark Matter and the Delay of Super-Massive Black Hole Growth
利用宇宙学流体动力学模拟方法，结合超大质量黑洞（SMBH）形成和生长的物理模型，比较了冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系质量（$M_{\mathrm{vir}} \approx 7 \times 10^{11}$ $M_{\odot}$ at $z = 0$）星系的组装.我们的SIDM模型采用1 cm $^2$ /g的恒定横截面。我们发现，SMBH的形成被抑制在早期宇宙由于SIDM核心。SMBH-SMBH合并在SIDM中也被抑制，这是由于形成的SMBH数量较少。与CDM相比，SIDM中缺乏初始合并驱动的SMBH增长反过来将SMBH增长延迟了数十亿年。此外，我们发现，这种延迟增长抑制SMBH吸积在最大的祖先的主要SIDM星系在其演变的前5个陀螺仪。尽管如此，通过$z = 0.8$，CDM和SIDM SMBH的质量仅相差约0.2 dex，因此两者都与$M_{BH}-M_{*}$关系相容。我们表明，减少吸积导致SIDM SMBHs积极调节恒星形成在其宿主星系比他们的CDM同行，导致在一个因素的3个或更多的恒星被生产的SIDM星系的生命周期相比，CDM星系。我们的研究结果突出了一种新的方式，SIDM可以影响SMBHs的增长和合并历史，并最终导致非常不同的星系演化相比，经典的CDM模型。
2020-04-17 astro-ph.GA
Neutron Star Mergers Are the Dominant Source of the r-process in the Early Evolution of Dwarf Galaxies
r过程的候选地点有很多：核心坍缩超新星（包括罕见的磁旋转核心坍缩超新星）、中子星合并和中子星/黑洞合并。星系-特别是矮星系-的化学富集，有助于根据r过程元素的持续积累来区分这些来源。这种技术可以通过最明显的观测差异来区分r过程候选地点-这些事件在恒星创建后发生的速度。附近几个矮星系的存在使我们能够测量具有不同恒星形成历史的星系的强大化学丰度。矮星系特别有用，因为简单的化学演化模型可以用来确定r过程物质的来源。我们使用Keck/DEIMOS中分辨率光谱仪测量了r过程元素钡。我们目前最大的样本钡丰度（近250颗恒星）在矮星系以往任何时候都组装。我们测量[Ba/Fe]作为[Fe/H]的函数，并与现有的[α/Fe]测量结果进行比较。我们发现，钡的巨大贡献需要在比核心坍缩超新星更延迟的时间尺度上发生，以解释我们观察到的丰度，即当[Fe/H] <~ -1.6时，[Ba/Fe]与[Fe/H]的r过程分量的趋势比[Mg/Fe]与[Fe/H]的趋势明显更积极。我们的结论是，中子星合并是最有可能的来源r-过程富集在矮星系的早期。
2018-10-20 astro-ph.GA
GalactiKit: reconstructing mergers from $z=0$ debris using simulation-based inference in Auriga
本研究提出GalactiKit方法，基于Auriga模拟通过模拟推断技术，利用z=0时的并合碎片的动力学、化学及联合信息重构类银河系前身天体的并合参数，发现化学-动力学联合模型预测精度最高，助力银河系组装历史研究。
2025-02-20 astro-ph.GA
Galactic r-process enrichment by neutron star mergers in cosmological simulations of a Milky Way-mass galaxy
我们量化的恒星丰度的中子丰富的r-过程核在宇宙学放大模拟银河系质量的星系在现实环境中的反馈项目。该星系富含r过程元素的双星中子星（NS）合并和铁和其他金属的超新星。这些计算包括关键的流体动力学混合过程不存在于标准的半分析化学演化模型，如银河风和流体动力学流动与结构形成。我们探讨了一系列模型的速率和延迟时间的NS合并，旨在大致括号中的广泛的模型符合当前的观测限制。我们表明，NS合并可以产生[r-过程/Fe]丰度比和分散，出现合理的观测约束一致。在低金属丰度下，[Fe/H]<-2，我们预测有一个很宽的恒星r过程丰度比范围，包括太阳上和太阳下的丰度。低金属丰度恒星或在r过程丰度比中异常的恒星，平均而言，形成于高红移，并位于大的银河系中心半径。由于NS合并是罕见的，我们的结果是不完全收敛的分辨率，特别是在低金属丰度。然而，NS合并的不确定率和延迟时间分布引入了不确定性的r-过程的丰度相比，由于有限的数值分辨率。总的来说，我们的研究结果是一致的NS合并是宇宙中大多数r-过程核的来源。
2014-11-13 astro-ph.GA
Contribution of collapsars, supernovae, and neutron star mergers to the evolution of r-process elements in the Galaxy
我们研究了银河系中快速中子俘获过程（r过程）同位素的演化。我们在一系列天体物理条件和核输入数据下分析了核心坍缩超新星（CCSNe）、中子星合并（NSMs）和双星的相对贡献。虽然在这些网站的r-过程中的每一个可以导致类似的（或不同的）同位素丰度，我们的模拟显示，早期的贡献的r-过程材料的银河系是由CCSNe和EARSAR的r-过程核合成为主，而NSM的贡献是不可避免地延迟，即使在最短的最小合并时间的假设。
2021-02-11 astro-ph.GA
Stellar mergers and chemical element mixing: implications for the metamorphic stellar evolution in AGN disks
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；TAPIR, MC 350-17, California Institute of Technology（加州理工学院）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校天文与天体物理系）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）
本研究通过三维流体动力学模拟，揭示恒星并合的化学混合机制，发现特定恒星并合可使年老变质恒星恢复活力，为AGN恒星演化及其观测特征提供物理框架。
2026-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical dissection of merger-induced $m=1$ lopsidedness in Milky Way-like galaxies
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台、巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、CY塞尔吉巴黎大学、法国国家科学研究中心）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）
本文通过七组高分辨率 N 体次并合模拟，研究类银河系星系中并合诱发的 m=1 不对称性，发现富金属恒星群体因运动学更冷而表现出更强的密度和速度不对称性及盘-晕偏移，且该趋势与轨道构型无关。
2025-11-10 astro-ph.GA
Evidence from Disrupted Halo Dwarfs that $r$-process Enrichment via Neutron Star Mergers is Delayed by $\gtrsim500$ Myrs
$r$ -过程元素的天体物理起源仍然难以捉摸。中子星合并（NSM）和特殊类型的核心坍缩超新星（rCCSNe）是主要的候选者。由于这些通道的独特的特征时间尺度（rCCSNe：提示，NSM：延迟），测量$r$ -过程在类似质量的星系中的富集，但不同的恒星形成持续时间可能会提供信息。最近在银河系的恒星晕中发现了两个被破坏的矮星，Kraken和\textit{Gaia} -香肠土卫二（GSE），正好提供了这个机会：两者都有$M_{\star}\approx10^{8}M_{\rm{\odot}}$，但不同的恒星形成时间的${\approx}2$陀螺仪和${\approx}3.6$陀螺仪。在这里，我们提出了$R\approx50,000$麦哲伦/MIKE光谱的31颗恒星从这些系统，检测$r$过程元素Eu在所有的恒星。这两个系统的恒星都有相似的[Mg/H] $\approx-1$，但Kraken的[Eu/Mg] $\approx-0.1$是中等值，而GSE的[Eu/Mg] $\approx0.2$则更高。通过简单的模型，我们认为NSM富集必须被$500-1000$ Myrs延迟才能产生这种差异。rCCSNe也必须有贡献，特别是在早期，否则在延迟期间形成的恒星将不含Eu。在这张照片中，rCCSNe解释了Kraken中Eu的$\approx50\%$，GSE中的$\approx25\%$以及像人马…
2021-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
RABBITS IV: Stellar feedback and SMBH merging time-scales in the sub-Milky Way mass regime
University of Western Australia（西澳大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational-wave Discovery（引力波发现ARC卓越中心）
研究低质量和中等质量星系中超大质量黑洞合并时间尺度，利用KETJU代码进行模拟，通过改变超新星外流速度改变恒星反馈强度，发现其对合并延迟影响大，还表明可通过外推核恒星属性恢复合并时间尺度，为黑洞合并建模提供途径。
2026-07-16 astro-ph.GA
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
Contribution of Neutron Star Mergers to the R-process Chemical Evolution in the Hierarchical Galaxy Formation
r-过程元素的主要天文来源尚未确定。一个可能的地点是中子星合并（NSM），但从银河系化学演化的角度来看，它已被指出，NSM不能再现所观察到的r-过程丰度分布的贫金属星在[Fe/H] $< -3$。最近，Tsujimoto & Shigeyama（2014）指出，NSM喷出物可以扩散到比超新星喷出物更大的体积。我们重新研究的富集r-过程元素的NSM考虑这种差异的传播下的层次星系形成的化学演化模型。在真实的NSM延迟时间分布下，如果低质量星系的恒星形成效率较低，则[Fe/H] $\sim -3$周围的r过程增强星被再现。我们发现，一个显着的NSM喷出物的一部分逃离其宿主原星系污染星系际物质和其他原星系。r过程元素在原星系上的传播改变了[Fe/H] $< -3$的丰度分布，得到了与银河系晕星观测一致的分布。特别是，星系际介质的预富集解释了所观测到的不含Ba的EMP星的稀少和[Fe/H] $\lesssim -3.5$处r过程元素的丰度分布。
2016-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the detectability of massive black hole merger eventsby LISA
天基引力波探测器（例如激光干涉空间天线; LISA）和当前和即将推出的脉冲星定时阵列（PTA）的发射将把引力波窗口扩展到低频，从而对涉及大质量黑洞双星（MBHB）及其合并的动力学过程进行新的研究。预计MBHB将成为LISA探测的即将到来的低频（$10^{-4}-10^{-1}$ Hz）窗口的主要来源。重要的是要研究预期的MBH合并率和相关信号，以确定潜在的LISA事件如何受到当前模型中包含的物理学的影响。为了研究这一点，我们后处理的大人口的MBHBs在Illustris模拟占动态摩擦时间延迟与BH下降/inspiral。我们发现，合并延迟与二进制的演变有可能降低预期的合并率，与$M_{\rm{BH}} > 10^6 M_\odot$ MBHB（最低质量的插图）从$\sim 3$年$^{-1}$减少到$\sim 0.1 $年$^{-1}$，并转移合并峰从z $\sim 2$ $\sim 1.25$。在这段时间里，我们估计吸积使合并的总质量从原始质量增加了7倍。然而，重要的是，与动力学摩擦相关的延迟（使合并向低红移和高质量方向移动）导致LISA带中发射的GW的信号/应变更强，平均频率从$10^{-3.1}$增加到$10^{-3.4}-10^{-4.0}$ Hz，平均应变从$10^{-17.2}$增加到$10^{-16.3}-10^{-15.3}$。最后，我们表明，包括合并延迟和相关的$…
2021-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Cosmic Rates of Black Hole Mergers and Pair-Instability Supernovae from Chemically Homogeneous Binary Evolution
在高级引力波探测器网络的前三次观测中，LIGO/Virgo合作探测到了几个黑洞双星（BHBH）合并。随着检测到的BHBH合并数量的增加，将有可能限制其形成的不同渠道。在这里，我们认为化学均匀演化（CHE）通道在紧密的二进制文件，通过执行人口合成模拟，结合现实的二进制模型与详细的宇宙学计算的化学和恒星形成历史的宇宙。这使我们能够限制人口属性，以及宇宙学和aLIGO/aVirgo通过这一途径形成的BHBH合并的检测率。我们通过CHE通道预测了$5.8 \, \textrm{Gpc}^{-3} \textrm{yr}^{-1}$红移为零时的BHBH合并率，并与aLIGO/aVirgo测量的${53.2}_{-28.2}^{+55.8} \, \text{Gpc}^{-3} \text{yr}^{-1}$合并率进行比较，发现最终合并系统的BH质量在PISN间隙以下的$17 - 43 \, \textrm{M}_{\odot}$范围内，而在PISN间隙以上的$>124 \, \textrm{M}_{\odot}$范围内。我们研究了黑洞形成过程中动量反冲的影响，并计算了宇宙学和星等限制的PISN率。我们还研究了高红移偏差对恒星形成率的影响。我们发现，动量踢往往会增加延迟时间的BHBH系统，我们的幅度有限的PISN率估计表明，目前的深调查应该能够检测到这样的事件。最后，我们发现，我们的宇宙学合并…
2020-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of astrophysical binary coalescence timescales on the rate of lensed gravitational wave events
在红移$z\geq 1$处，透镜化的引力波源的预期事件率与合并率成比例，其中透镜化的光学深度很高。通常认为天体物理致密天体的合并速率与恒星形成速率密切相关，恒星形成速率在红移$z\sim 2$附近达到峰值。然而，不确定性的一个主要来源是致密物体形成和合并之间的延迟时间。我们探讨了延迟时间对透镜事件发生率的影响。结果表明，随着延迟时间的增加，引力波源合并率的峰值被推迟到一个较低的红移。这导致可由引力波探测器探测的透镜事件的事件率降低。我们表明，延迟时间约为$10$陀螺仪或更大，透镜事件率可以小于每年一个LIGO/处女座的设计灵敏度。我们还估计了不同延迟时间场景的透镜亚阈值的合并率，发现对于较大的延迟时间，透镜亚阈值事件的数量减少，而对于小延迟时间模型，它们显着更频繁。该分析首次表明，透镜是一个互补的探针，探索不同的形成渠道的二元系统，利用透镜事件率从良好的检测事件和亚阈值事件，这是可测量的使用引力波探测器网络。
2021-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Portrait of a Galaxy on FIRE: Is the $α$-bimodality a natural consequence of inside-out disc growth in a hierarchical formation scenario?
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Tallinn University of Technology（塔林理工大学）
研究通过FIRE-2模拟揭示银河系盘状结构的化学双峰性成因，发现自内而外的盘状增长和小并合事件驱动了高α和低α序列的形成。
2026-03-25 astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
The chemical evolution of r-process elements from neutron star mergers: the role of a 2-phase interstellar medium
中子星合并（NM）是重r过程元素（如铕）的一个合理来源，但以前的化学演化模型要么未能再现银河系厚盘星（含[Fe/H] ~-1）中观察到的铕趋势，要么只能通过采用不切实际的短合并时间尺度来实现。使用分析论证和数值模拟，我们证明了具有单相星际介质（ISM）和金属性独立产额的模型不能再现对于α元素（如Mg和Si）显示[Eu/alpha] > 0或[Eu/Fe] > [alpha/Fe]的观测结果。然而，如果我们考虑两相ISM，热相冷却时间τ cool为1 Gyr量级，并且相对于核心坍缩超新星（ccSNe）的α元素产额，较大比例的NM产额直接注入冷恒星形成相，这个问题就很容易解决。我们发现与观测模型的冷相注入比f_{c,NM} / f_{c,ccSN}的顺序为2，和一个特征的合并时间尺度τ_NM= 1.5亿年。我们发现，所观察到的超太阳[Eu/α]在中间金属丰度意味着一个显着的部分Eu来自NM或另一个来源，除了ccSNe，这些非ccSN收益率优先沉积在恒星形成阶段的ISM在早期。
2019-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The binary-host connection: astrophysics of gravitational wave binaries from their host galaxy properties
由双中子星（BNS）合并产生的引力波伴随着电磁波，使得识别相关的宿主星系成为可能。我们探讨了宿主星系的性质与导致合并的天体物理过程之间的关系。人们认为，在一个星系内的BNS合并率在一个给定的时代主要取决于星系的恒星形成历史，以及潜在的合并时间延迟分布的二元系统。与此同时，星系的恒星历史取决于星系随时间的宇宙演化，并与宇宙结构的增长有关。我们研究了BNS合并的主机在结构形成的背景下，通过填充宇宙机模拟与引力波事件~根据一个简单的时间延迟模型。我们发现，不同的时间延迟分布预测不同的属性的相关的主机星系，包括分布的恒星质量，恒星形成率，晕质量，本地和大规模集群的主机。今天以短延迟时间合并的BNS更喜欢在恒星形成率高的宿主中，而那些延迟时间长的BNS则生活在恒星形成率低的大质量晕内的密集区域。我们表明，与${\mathcal O}(10)$事件从目前的引力波探测器网络，它是可能的形成渠道，跟踪恒星质量，晕质量，或恒星形成率之间的初步区别。我们还发现，使用电磁望远镜跟踪引力波事件的策略可以使用其主机的聚类特性进行显着优化。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VISCACHA survey XIV. Chemical evolution history of the SMC: The Southern Bridge Clusters
本文基于 VISCACHA 巡天约 67% 的南桥星团样本更新其年龄-金属丰度关系，发现其与西晕星团趋势相似，并提出由约 6 Gyr 前大规模并合及后续间歇性增丰驱动的统一化学演化模型。
2025-07-22 astro-ph.GA
Neutron Star Mergers and their Impact on Second Generation Star Formation in the Early Universe
本研究通过高分辨率宇宙学模拟，探究中子星并合对早期宇宙第二代恒星r过程元素增丰的影响，发现并合能量和延迟时间显著影响增丰程度，为理解重元素起源提供关键见解。
2024-02-04 astro-ph.GA
The Milky Way in context: The formation of galactic discs and chemical sequences from a cosmological perspective
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙粒子与宇宙学研究所（WPI），UTIAS）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
从宇宙学视角研究银河系盘中双峰α化学的形成机制及其与并合事件的关系
2025-12-17 astro-ph.GA
Explaining the chemical trajectories of accreted and in-situ halo stars of the Milky Way
银河系在100亿年前经历了最后一次重大的合并，当时盖亚-土卫二-香肠（GES）被吸积。吸积的GES星和合并前诞生的祖星构成了内晕的大部分。尽管这两个主要的晕星群体在合并前有相似的恒星形成$durations$，但它们在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]空间上是不同的，GES群体在相对较低的[Fe/H]值时弯曲到较低的[ $α$ /Fe]。我们使用宇宙学模拟的“银河系”认为，不同的轨道的晕星通过[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面是由于在他们的恒星形成历史和效率的差异，与低质量的GES有其低和恒定的恒星形成调节反馈，而较高的质量的主要祖星合并前有较高的恒星形成率。GES较低的恒星形成效率导致较低的气体污染水平，将[ $α$ /Fe]-[Fe/H]轨道推向左侧。此外，恒星形成速率的增加使得同一时期形成的主要祖先星群中II型SNe对Ia型SNe的相对贡献更高，从而维持了相对较高的[ $α$ /Fe]。因此，GES恒星在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的不同位置的下降并不反映不同的恒星形成持续时间，而是反映不同的恒星形成效率。我们认为，宇宙学模拟匹配广泛的独立观察，打破简并存在于简单的模型。
2020-04-16 astro-ph.GA
Evidence for $\gtrsim{4}$ Gyr timescales of neutron star mergers from Galactic archaeology
快速（$r$）中子捕获过程的核合成位点目前正在讨论中。通过引力波和电磁辐射对合并的中子星GW 170817的直接探测，证实了这类事件是$r$过程元素的重要来源。然而，化学演化模型是不能够重现所观察到的化学丰度在银河系时，中子星合并被认为是唯一的$r$过程网站和现实的时间分布，这样的事件被考虑在内。现在，我们第一次结合了银河系及其矮星系卫星的所有可用观测证据，表明只有当（至少）存在两个不同的$r$过程站点时，数据才能得到解释：一个时间尺度与核心坍缩超新星相当的快速源，$t_{quick}\lesssim10^8$ yr，以及一个时间尺度与特征$t_{delayed}\gtrsim4$ Gyr相当的延迟源。延迟的$r$过程源最有可能起源于中子星合并，因为时间尺度与GW 170817的估计非常吻合。鉴于快速源的时间尺度很短，它很可能与大质量恒星有关，尽管在这一点上不能排除紧凑物体合并的特定快速通道。我们的方法表明，只有通过查看所有可用的数据，我们才能够解决这个难题，这是$r$ -过程。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Chemical Evolution Models Favor an Extended Type Ia Supernova Delay-Time Distribution
本研究通过含径向恒星迁移的多区化学演化模型，结合APOGEE数据对比不同DTD形式，发现含更少快发SNe Ia的延展型DTD更符合银河系恒星丰度观测结果。
2024-07-17 astro-ph.GA
That's so Retro: The Gaia-Sausage-Enceladus Merger Trajectory as the Origin of the Chemical Abundance Bimodality in the Milky Way Disk
本文通过含径向气体流动的化学演化模型，揭示 Gaia-Sausage-Enceladus 逆行并合轨迹导致气体下沉，进而引发 [α/Fe] 双峰分布，解释了银河系盘的化学丰度观测特征。
2025-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 astro-ph.GA
Constraints on the r-process Delay Time from Dwarf Spheroidal Galaxies
University of Notre Dame（圣母大学）；Amherst College（阿默斯特学院）
本研究通过拟合矮椭球星系的恒星丰度，发现中子星并合不能作为 r 过程的唯一来源，需即时 r 过程源，且理论 r 过程产额高估 Sr、Y 生成达 100 倍。
2026-10-14 astro-ph.GA
NATA: a chemical-picture equation of state for stellar merger hydrodynamics
University of Alberta（阿尔伯塔大学）
研究人员提出NATA化学图像物态方程，用于恒星并合流体动力学计算，经基准测试性能良好，可作为低温低密度区域混合EOS表的可靠替代方案。
2026-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of early massive mergers on the chemical evolution of Milky Way-like galaxies: insights from NIHAO-UHD simulations
利用NIHAO-UHD模拟研究早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响，发现并合通过扩大冷气体盘和注入未富集气体导致金属丰度梯度陡化，并可能促成银河系低-α恒星序列的形成。
2023-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Advanced LIGO Constraints on Neutron Star Mergers and R-Process Sites
通过结合银河系中Eu的恒星丰度观测、星系化学演化（GCE）模拟、双星布居合成模型和高级LIGO引力波测量，研究了致密双星合并作为r过程元素主要产生场所的作用.我们汇编并回顾了最近的七个GCE研究，以提取中子星-中子星（NS-NS）合并的频率，这是为了重现所观察到的[Eu/Fe]与[Fe/H]的关系。我们使用我们简单的化学演化代码来探索不同的分析延迟时间分布（DTD）函数对NS-NS合并的影响。然后，我们结合我们的金属依赖的人口合成模型与我们的化学演化代码，使他们的预测，为NS-NS合并和黑洞-中子星合并，到GCE的背景下。最后，我们将我们的结果与宇宙恒星形成历史进行了卷积，以提供与当前和即将到来的高级LIGO测量的直接比较。当假设NS-NS合并是唯一的r-过程站点，并且每个合并事件的喷射r-过程质量为0.01 Msun时，GCE研究中所需的NS-NS合并的数量比标准人口合成模型预测的大约大10倍。这两个不同的领域只能是相互一致的，当假设乐观的利率，大规模的NS-NS合并喷出物，和低铁产量的大质量恒星。粒子数合成模型和GCE模拟与Advanced LIGO在第一次观测中建立的上限（O 1）一致。即将到来的测量将提供重要的限制实际本地NS-NS合并率，将提供洞察力的GCE要求的可扩展性，并将有助于定义是否紧凑的二进制合并可以在宇宙中的r-过程元素的主要来源。
2017-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of the chemical bimodality of disk stars: A tale of merger and migration
银河系的恒星盘在[Fe/H]与[ $α$ /Fe]平面上呈现双峰性，显示出明显的高- $α$和低- $α$序列，其起源仍在争论中。我们研究了NIHAO-UHD项目中类银河星系的宇宙学流体动力学模拟中的[Fe/H]-[ $α$ /Fe]丰度平面，并表明双峰$α$序列是银河系演化过程中某个时刻富气合并的一般结果。高$α$序列在早期星系中首先演化，延伸到高金属丰度，而低$α$序列是在富含气体的合并之后形成的。合并带来了新鲜的贫金属气体，稀释了星际介质的金属丰度，同时保持[ $α$ /Fe]丰度几乎不变。双峰$α$序列的运动学，结构和空间特性在我们的模拟再现的观测。在所有模拟中，高$α$盘都很旧，径向集中在星系中心，并显示出大尺度的高度。相比之下，低$α$椎间盘更年轻，径向延伸更多，并集中在椎间盘中平面。我们的研究结果表明，丰度平面很好地描述了这两个人口已径向分布在整个磁盘的迁移：在今天的太阳附近，低- $α$星起源于内外盘，而大多数的高- $α$星已从内盘迁移。我们发现，年龄测定的恒星在[Fe/H]-[ $α$ /Fe]平面可以限制的时间低$α$序列形成合并，并得出结论，$α$双峰可能是一个并不罕见的功能盘星系。
2020-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The redshift evolution of the binary black hole merger rate: a weighty matter
引力波探测器开始揭示双黑洞（BBH）合并率（$R_{\mathrm{BBH}}(z)$）的红移演化。我们预测$R_{\mathrm{BBH}}(z)$作为一个功能的黑洞质量的系统起源于孤立的双星。为此，我们调查的延迟时间和黑洞质量之间的相关性，通过一套二进制人口合成模拟，COMPAS。我们区分两种渠道：公共包络（CE）和稳定罗氏瓣溢出（RLOF）信道，其特征在于系统是否经历了公共包络。我们发现CE通道优先产生质量低于$30\rm{M}_{\odot}$和短延迟时间（$t_{\rm delay} \lesssim 1$ Gyr）的BH，而稳定的RLOF通道主要形成BH质量高于$30\rm{M}_{\odot}$和长延迟时间（$t_{\rm delay} \gtrsim 1$ Gyr）的系统。我们提供了一个新的适合的金属丰度特定的恒星形成率密度的基础上的Illustris TNG模拟，并使用此转换成预测的$R_{\mathrm{BBH}}(z)$的延迟时间分布。这导致了一个不同的红移演化$R_{\mathrm{BBH}}(z)$的高和低的初级BH质量。我们还发现，在高红移，$R_{\mathrm{BBH}}(z)$是由CE通道占主导地位，而在低红移，它包含了一个大的贡献（$\sim 40\%$）从稳定的RLOF通道。我们的研究结果预测，随着红移的增加，组分质量高于$30\rm{M}_{…
2022-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Evidence for r-process delay in very metal-poor stars
贫金属恒星的r过程元素丰度记录了恒星形成早期的r过程富集历史。目前，包括中子星合并，磁旋转超新星，和太阳黑子等各种类型的天体物理场所，被认为是r-过程元素的起源。恒星形成和r过程元素产生之间的时间延迟是区分这两种情况的关键，但需要注意的是，由于r过程事件很少，r过程元素在星际介质中的扩散可能导致r过程富集的延迟。在这里，我们研究了观测到的Ba丰度数据的非常贫金属星的早期富集历史的r-过程元素的示踪剂。我们发现，逐渐增加的[Ba/Mg]与[Fe/H]，这是非常相似的银河系和经典的矮星，需要一个显着的时间延迟（1亿年- 1 Gyr）的r-过程事件从恒星形成，而不是扩散引起的延迟。我们强调，这一结论是强大的假设，关于S-过程中的Ba丰度污染，因为没有延迟的来源将过度生产Ba在非常低的金属丰度，即使没有从S-过程的贡献。因此，我们得出结论，具有延迟的源，可能是中子星合并，是r过程元素的起源。
2021-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
