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
Binaries are softer than they seem: Effects of an external potential on the scattering dynamics of binaries
双星的演化受到稠密环境中与其他恒星的动力散射的影响。赫吉定律指出，由于它们的环境，硬双星（其轨道能量超过单星的典型能量）倾向于硬化（增加其轨道能量），而软双星通常会软化。在这里，我们表明，Heggie定律有时需要修改，占外部潜力，例如，在核恒星盘或AGN光盘，这是由中央大质量黑洞，或二进制星子在原行星盘，受宿主恒星的影响。我们发现，在这样的环境中，希尔半径是有限的，二进制单散射可以有不同的结果。特别是，三体相遇可能会因为恒星被抛出希尔半径之外而缩短，从而停止参与进一步的近距离相互作用。这导致了碰撞所带来的能量变化的系统性差异，特别是减缓了二进制的硬化，甚至导致一些硬二进制平均软化，而不是硬化。我们使用我们以前推导出的分析，统计解决方案的约束混沌三体问题，以定量的硬化-软化相变和演化的二进制文件的修订。我们还提供了一个分析计算的平均硬化率的二进制文件在任何环境中（也再现详细的N体模拟的结果）。我们发现，后者表现出一个非平凡的依赖于希尔半径引起的环境。
2021-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Soft no more: gas shielding protects soft binaries from disruption in gas-rich environments
本文研究富气体环境中气体对双星软化的影响，发现气体相互作用可使软双星硬化，提出屏蔽半径概念和硬双星两阶段形成过程，揭示气体硬化在塑造双星群体中的关键作用。
2024-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Collisionless loss-cone refilling: there is no final parsec problem
在星系合并过程中形成的大质量黑洞双星，被认为是低频引力波的主要来源。然而，在孤立的无气体球形恒星系统中，由于弛豫驱动的损失锥再填充的效率低下，双星的硬化在秒差距尺度的分离处停止。在三轴系统中，通过无碰撞轨道扩散的再布居更有效，但已发表的模拟结果是矛盾的。虽然在星系与$N \sim 10^6$恒星合并的模拟和旋转模型的早期模拟中已经报道了持续的硬化，但在孤立的非旋转三轴模型中，硬化率继续随着N的增加而下降，这是虚假的两体松弛的标志。我们提出了一种新的方法来研究星系核中的损失锥再布居。由于三轴系统中的损失锥再填充归因于轨道扩散，因此它是一种纯粹的无碰撞现象，并且可以用近似力计算技术进行研究，只要力误差表现良好并且足够小。我们实现这一目标，使用一个准确的快速多极方法，并定义一个代理硬化率，只依赖于恒星角动量。我们发现，即使在非常温和的三轴模型（轴比1：0.9：0.8）的损失锥有效地补充。这种三轴性在星系合并后是不可避免的，并且可以将双星系统推向引力波状态。我们的结论是，没有最终秒差距的问题。
2016-09-29 astro-ph.GA
Evolution of supermassive black hole binaries and tidal disruption rates in nonspherical galactic nuclei
二元超大质量黑洞（SMBH）预计将在星系合并过程中自然形成。在动力学摩擦阶段之后，当两个SMBH相互引力束缚，以及一个短暂的初始快速硬化阶段，由于三体与进入双星损失锥的恒星的相互作用，轨道逐渐继续收缩。使用恒星动力学蒙特卡罗代码拉加，我们探讨了共同进化的二进制SMBH和核星团在这个缓慢的阶段，各种组合的参数（几何形状的星团，主/次SMBH质量，初始偏心率，包括恒星捕获/潮汐中断）。我们比较了恒星捕获率在星系核包含一个二进制的星系与一个单一的SMBH。在早期，在二进制SMBH的情况下，速率显著较高，但随后它们下降到较低的水平。只有在三轴系统的二元硬化率和捕获率保持足够高的整个演变过程中。我们发现，硬化率是不受恒星捕获，也不依赖于偏心率，但是，它是较高的黑洞质量之间的差异较大。我们确认，偏心率的二元倾向于增长，这可能会显着缩短合并时间，由于较早的引力波发射的发病。我们还探讨了进入损失锥的轨道的属性，并证明了它仍然是部分完整的三轴的情况下，在整个演化，但在轴对称的情况下显着耗尽。最后，我们研究了喷射超高速恒星的分布和相应的质量赤字的中心部分的星系托管一个二进制，并认为，失踪的质量是难以量化的观测。
2019-01-14 astro-ph.GA
Binaries migrating in a gaseous disk: Where are the Galactic center binaries?
银河系中心内弧秒的大质量恒星与所谓的热彗星具有类似的性质。这些年轻的恒星大多数都有高度偏心的轨道，可能不是在原地形成的。有人提出，这些恒星获得目前的轨道，从潮汐中断紧凑的大质量双星分散向中央附近的超大质量黑洞。假设一个双星形成在一个薄的气体盘超过0.1 pc的中心对象，我们调查的相关性磁盘卫星相互作用硬化的结合能的二进制，并推动其向内迁移。一颗质量相等的大质量双星在向中心黑洞迁移时，被发现缠绕得更紧。迁移时间尺度与相同质量的单星卫星非常相似。双星的硬化是由于在希尔半径内的恒星后面形成了螺旋尾巴。我们表明，硬化时标主要是由二进制的希尔半径内的气体的质量，它是远远短于迁移时标。我们讨论了一些影响的二进制的硬化过程。当密近双星中质量较大的（主）成分通过超新星爆炸喷射出大部分质量时，它们的副恒星可能会达到一定的偏心率和倾角。这样的过程可能会提供一个替代的统一方案的起源的中央集群和S-星在银河系中心以及高速恒星的运动学性质的星系晕。
2010-11-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Black Hole Binaries: Environment and Galaxy Host Properties of PTA and eLISA sources
对于脉冲星定时阵列（PTA）和天基（SB）探测器来说，一旦超大质量黑洞（BH）双星达到<<1 pc的间隔，它们将构成最强的引力波（GW）源。虽然BH双星的合并构成了宇宙学标准模型和星系合并的自然结果，它们的动力学演化仍然知之甚少，因此它们在不同阶段的丰度。我们使用一个动力学模型的BH二进制的衰变加上宇宙学模拟和半经验的方法，以占领晕的星系和BH，为了遵循的性质分布的星系托管BH二进制候选人的演化衰变由于GWs的排放。我们的模型允许我们放松简化假设的双星在星系中的占领和他们的质量，以及红移的演变。继先前提出的电磁（EM）签名的二进制subpc政权，包括光谱特征和变化，我们可能的分布模型，这样的签名，也设置上限，其寿命。我们发现了一个双峰分布的主机属性，对应于BH二进制文件适合被检测到的PTA和检测的只有从空间任务，eLISA。虽然已经讨论过eLISA源的峰值可能发生在高z，但我们表明，在附近的宇宙中必须有一个这样的源的人口，可能会显示出可检测的EM签名，代表多信使天体物理学的重要实验室。我们发现了一个弱的依赖星系主机属性的双星占领，可以追溯到BH的起源。这里报告的主机相关性与预期的EM信号相结合，可能有助于验证附近GW候选者的存在，并将其与“常规”的活动星系核内在变异性区分开来。
2014-10-14 astro-ph.GA
Massive black hole binary plane reorientation in rotating stellar systems
研究了旋转恒星系统中大质量黑洞双星轨道面方位的演化，其中恒星尖点的总角动量与双星的总角动量不重合。我们比较直接求和N-体模拟的结果从一个简单的理论模型的预测。我们发现，同样的接触之间的尖星和BHB负责的硬化和偏心率的演变的二进制，导致重新定位的二进制轨道平面。特别是，二进制的角动量是最初的错位相对于恒星的尖端往往重新调整其轨道平面的角动量的尖端上的时间尺度上的几个硬化倍。这是由于恒星和BHB之间的角动量交换在近距离接触，并可能有重要的影响，相对于宿主星系和射电喷流的方向。
2011-11-08 astro-ph.GA
Scattering experiments meet N-body I: a practical recipe for the evolution of massive black hole binaries in stellar environments
在最近的模拟合并恒星隆起的大质量黑洞双星（MBHB）的演化中观察到的N-独立性，提出了一个简单的解释超越复杂的时间依赖的弛豫过程。我们推测，MBHB的硬化率相当于一个双星系统在密度为$ρ$、速度为$σ$的未束缚恒星场中的硬化率，其中$ρ$和$σ$分别是MBHB影响半径处的恒星密度和速度色散。通过比较直接N体模拟的混合模型的基础上3体散射实验，我们验证了这一假设：当归一化的恒星密度和速度色散在二进制的影响半径，N体MBHB硬化率近似匹配预测的三体散射在调查的情况下。用这两种技术得到的偏心率演变也是合理的协议。这一结果是特别实用的，因为它允许估计的MBHB形成的干合并的基础上的恒星密度分布的主机星系的寿命。我们简要地讨论了我们的发现的脉冲星定时阵列观测到的引力波信号和预期的人口的MBHB潜伏在大规模的椭圆形。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of host galaxy properties on merging compact binaries detectable by LIGO
星系形成的宇宙学模拟可以产生具有大范围的集合和恒星形成历史的现代星系。详细研究这种模拟的金属丰度演化和恒星形成历史，可以帮助预测LIGO可检测的致密物体二进制合并。最近对致密双星演化的模拟表明，致密天体的合并率敏感地依赖于其前身的金属丰度。在星系组装过程中，罕见的低金属量恒星形成可以产生比典型恒星形成更多的可探测到的致密双星。使用详细的模拟星系和化学演化，我们确定如何敏感的紧凑的二进制人口的星系与类似的今天的外观取决于他们的组装的细节。我们还展示了具体的例子，矮星系过剩的程度产生紧凑的二元合并，特别是二元黑洞，相对于更大质量的星系。我们讨论了瞬态多信使天文学与紧凑的二进制源的影响。
2016-09-21 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
Gravitational wave sources from inspiralling globular clusters in the Galactic Centre and similar environments
我们模拟了球状星团（GCs）向星系核的内旋，星系核中有一个超大质量黑洞（SMBH），这是核星团形成的主要场景。我们考虑的情况下，GC包含一个中等质量的黑洞（IMBH）或人口的恒星质量的黑洞（BH），并研究引力波（GW）源的形成。我们进行直接求和$N$体模拟的GC的下落与不同的轨道偏心率在一个星系的现场背景下，无论是浅或陡峭的密度分布。我们发现，GC作为一个有效的载体的IMBH，促进形成一个绑定对。双星的硬化和演化敏感地依赖于星系的密度分布。如果宿主星系的轮廓较浅，硬化速度太慢，无法在哈勃时间内合并，除非初始星系团轨道高度偏心。如果星系中有一个核星团，硬化会导致$3-4$ Gyr内的GWs辐射合并。在这种情况下，我们发现IMBH-SMBH合并率为$Γ_{\rm IMBH-SMBH} = 2.8\times 10^{-3}$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$。如果GC中有恒星BH的星群，它们会沉积在离SMBH足够近的地方，形成极端质量比的螺旋，其合并速率为$Γ_{\rm EMRI} = 0.25$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$。最后，SMBH潮汐场可以促进从下落的GC释放的恒星黑洞双星的合并。此合并渠道的合并率为$Γ_{\rm BHB} = 0.4-4$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$。
2018-04-17 astro-ph.GA
Retrograde binaries of massive black holes in circum-binary accretion discs
本文研究了当双星与气体共面且气体反向旋转时，大质量黑洞双星嵌入环双星气盘中的硬化现象。次级黑洞与气体反方向旋转，受到来自气体动力学摩擦和部分黑洞直接吸积的阻力，利用二维流体动力学网格模拟研究了吸积规则的改变对次级黑洞动力学的影响，进而影响到二进制硬化和偏心率的演化.我们发现，现实的吸积处方导致的结果不同，从那些推断假设吸积的所有气体内的罗氏波瓣的二级黑洞。不同的吸积处方会导致不同的圆盘表面密度，从而改变黑洞的动力学。一些代表性案例的完整3D SPH实现，在较短的时间间隔内运行，验证了在计算要求较低的2D模拟中观察到的一般趋势。最初圆形的黑洞双星只稍微增加它们的离心率，然后在它们变硬时围绕小的值（<0.1）振荡。相比之下，最初的偏心二进制变得越来越偏心。描述黑洞的吸积动力学的半解析模型只探讨了在一个未受干扰的逆行盘的二进制的后期演化阶段，以说明如何偏心率随时间的演变关系到下面的表面密度分布的形状。
2016-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The final-parsec problem in non-spherical galaxies revisited
我们考虑的超大质量黑洞双星的球形，轴对称和三轴星系的中心的演化，使用直接N体积分以及解析估计。我们发现，二元硬化率在所有模型中都表现出显著的N依赖性，至少在研究的N范围为10^5<=N<=10^6时是这样。双星的硬化率也大大低于预期的，如果双星的损失锥保持完整，因为它会是如果轨道提供恒星的双星被有效地补充。即使在具有最大N的模拟中，球形和非球形模型之间的二元硬化率的差异也小于2倍。通过研究我们的模型的轨道人口，我们的结论是，通过排水的向心轨道的二进制的恒星供应率确实预计将远远低于全损失锥率，与我们的模拟一致。我们认为，在模拟中的二进制的演变是由碰撞和无碰撞的影响，即使在目前可访问的最高N值驱动大致相等的金额。虽然二进制硬化率可能会达到一个极限值大N，我们的研究结果表明，我们不能接近目前可用的算法和计算硬件的速度。因此，将N体模拟的结果外推到真实星系并不简单，这对最近声称的三轴性或轴对称性能够解决无气体星系中的最终秒差距问题产生了怀疑。
2014-04-08 astro-ph.GA
Unveiling the hosts of parsec-scale massive black hole binaries: morphology and electromagnetic signatures
秒差距尺度的大质量黑洞双星（MBHB）预计将形成的结构形成的层次模型。尽管已经设计了不同的观测策略来探测这些系统，但理论研究是对它们的搜索和识别的进一步指导。在这项工作中，我们研究了引力束缚在秒差距尺度上的具有原始质量$\rm {>}\,10^7\,M_{\odot}$的大质量黑洞的宿主性质和电磁特征。为此，我们构建了一个全天空光锥的半解析模型L-Galerkin中的物理动机处方的形成和演变的MBHBs已被包括在内。我们的预测表明，绝大多数的MBHB被放置在一个经典的隆起结构的螺旋星系或椭圆星系。此外，MBHB遵循的标度关系与单个大质量黑洞的标度关系是不可区分的。我们发现，在具有$\rm M_{stellar}\,{>}\,10^{11}\, M_{\odot}$的星系中，秒差距尺度的MBHB的占有率可达${\sim}\,50\%$，而对于$\rm M_{stellar}\,{<}\,10^{11}\, M_{\odot}$，MBHB的占有率低于10%.我们的模型预计，大多数秒差距尺度的MBHB是不等质量的系统，并在$z\,{\sim}\,0.5$，与${\sim}\,20$对象每个$\rm deg^2$在天空中。然而，大多数这些系统是不活跃的，只有$1\,{-}\,0.1$对象每个$\rm deg^2$有一个电磁对应的辐射热光度超过$10^{43}$ erg/s。秒差距尺度的MB…
2022-12-20 astro-ph.GA
Dynamics of supermassive black hole triples in the ROMULUS25 cosmological simulation
基于ROMULUS25数据开展高分辨率N体模拟，研究三个超大质量黑洞三体系统的演化与并合时间，揭示最重双星快速并合及最轻黑洞的多种结局。
2023-08-21 astro-ph.GA
Properties and merger signatures of galaxies hosting LISA coalescing massive black hole binaries
本文利用L-Galaxies和Millennium-II模拟研究LISA大质量黑洞双星宿主星系性质，发现其与普通低质量星系难以区分，并合特征亦非可靠判据，强调电磁暂现源探测对精确定位宿主星系至关重要。
2023-05-25 astro-ph.GA
Merging of unequal mass binary black holes in non-axisymmetric galactic nuclei
本文研究了合并星系核中心区域不等质量超大质量黑洞（SMBH）双星的恒星动力学硬化。我们提出了一套全面的直接$N$体模拟的问题，不同的总质量和质量比的SMBH二进制（SMBHB）。模拟进行了$φ-$ GPU $N$体代码，这使我们能够充分利用配备图形处理单元（GPU）的超级计算机。作为一个模型的星系核，我们采用了初始的轴对称，旋转模型，旨在再现星系合并事件中出现的星系核的属性，包含两个SMBH最初未绑定。我们没有发现“最终秒差距问题”，因为我们的SMBH倾向于配对和收缩，而没有显示出明显的停滞迹象。这证实了早期的结果，并将其扩展到大粒子数和旋转系统。我们发现，SMBHB硬化依赖于通过一个单一的参数函数的二进制约化质量比。我们的研究结果表明，在一个固定的SMBHB主要质量值，高度不对称的二进制文件的合并时间是四个数量级小于等质量的二进制文件。这可以显著影响可能作为引力波源可检测的SMBH的数量。
2022-07-26 astro-ph.GA gr-qc
The influence of Massive Black Hole Binaries on the Morphology of Merger Remnants
大质量黑洞（MBH）双星，由于星系合并而形成，预计将通过动力学摩擦和三体恒星散射而硬化，直到引力波（GW）的发射导致它们最终合并。根据最近的模拟，MBH二进制可以有效地硬化通过恒星相遇时，主机的几何形状是三轴的，即使只有适度的，角动量扩散允许一个有效的再填充的二进制损失锥。在本文中，我们进行了一套N体模拟等质量星系碰撞，不同的初始轨道和密度分布的合并星系和运行模拟有和没有中央MBH。我们发现，存在的MBH二进制的残留物使系统接近扁圆，与星系合并平面对齐，在半径内包围100 MBH质量。我们从来没有发现双星宿主在任何尺度上都是扁长的。由于角动量的注入和近径向轨道上恒星的弹弓弹射，衰变的MBH稍微增强了残骸中心的切向各向异性。后一种效应导致大约1%的残余恒星被从星系核中驱逐出去。最后，我们没有发现任何强大的残余形态和二进制的硬化率之间的联系，这只取决于内部密度的残余星系的斜率。我们的研究结果表明，MBH二进制能够合并在几个陀螺仪，即使二进制被发现部分擦除合并引起的三轴性的残余。
2018-03-23 astro-ph.GA
On the Apparent Lack of Be X-ray Binaries with Black Holes
在银河系中，迄今已知有64颗Be X射线双星。其中，42颗拥有一颗中子星，提醒一下，伴星的性质还不清楚。到目前为止，还没有发现黑洞。似乎没有明显的机制可以阻止带有黑洞的Be星的形成或探测。这种差异被称为一个失踪的Be -黑洞X射线二元问题。我们指出，目前的演化方案，导致形成的Be X射线双星预测，这些双星的比例与中子星的黑洞是相当高的F_NStoBH=10-50，与更可能的形成模型提供的值在高端。这个比值是恒星初始质量函数产生的中子星比产生的黑洞多和普通包层演化的自然结果自然选择带有中子星的Be X射线双星的祖先的一种机制（即参与形成相互作用双星的主要机制（具有可比质量分量的双星具有更可能的生存概率）而不是具有黑洞的双星（更可能是常见的包络合并）。将这个比值（即F_NStoBH=30）与已确认的Be --中子星X射线双星的数目（42）相比较，表明Be --黑洞X射线双星的预期数目仅为0-2。这与观测到的银河系样本完全一致。
2009-11-21 astro-ph.GA
Galaxy Rotation and Rapid Supermassive Black Hole Binary Coalescence
在星系合并的过程中，每个星系中的超大质量黑洞（SMBH）被认为会下沉到势能的中心，形成一个超大质量黑洞双星;这个双星可以通过三体散射喷射恒星，使SMBH更加接近。在一个静态的球形星系模型中，双星在抛出其损失锥中的所有恒星后，在大约1秒差距的距离处停止-这是众所周知的最终秒差距问题。然而，它已被证明，SMBH双星在非球形星系核硬化在一个几乎恒定的速度，直到达到引力波制度。在这里，我们使用一套直接的N体模拟，以遵循SMBH二进制的演变，共转和反转扁平星系模型。当N大于500 K时，我们发现SMBH双星的演化是收敛的，并且与粒子数无关。旋转一般增加硬化率SMBH双星甚至更有效地比星系的几何形状。SMBH二进制硬化率是相似的共同和反旋转的星系。在共转的情况下，SMBH双星的质心进入与背景旋转模型共转共振的轨道，并且合并时间比非旋转扁平模型快大约几百万年。我们发现，反旋转驱动SMBHs合并后迅速形成一个硬二进制的近径向轨道。我们讨论了引力波天文学的影响，超高速恒星的生产，和对宿主星系的结构的影响。
2015-05-22 astro-ph.GA
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
Post-Newtonian dynamical modeling of supermassive black holes in galactic-scale simulations
我们提出KETJU，广泛使用的光滑粒子流体动力学模拟代码GADGET-3的一个新的扩展。该代码的主要特点是包含了每个超大质量黑洞（SMBH）周围的算法正则化区域。这允许同时遵循全球银河系尺度的动力学和天体物理过程，同时解决SMBH，SMBH双星和周围恒星系统在亚秒差距尺度的动力学。KETJU程序在SMBH的运动方程中加入了后牛顿项，这使得基于引力波合并时间尺度的新SMBH合并准则能够将SMBH的合并分离推低至$\sim 0.005$ pc。我们通过与NBODY 7和rVINE的比较来测试我们代码的性能。我们建立了动力学稳定的多组分合并祖星系，研究星系合并过程中SMBH双星的演化。在我们的模拟样本中，SMBH二进制不受最终秒差距问题的影响，我们将其归因于合并残留物的非球形形状。对于膨胀模型，硬化率随分辨率的增加而降低，而对于模型，其中还包括大量的暗物质晕的SMBH二进制硬化率几乎成为独立的质量分辨率的恒星凸起。在SMBH双星形成后，SMBH平均合并了200百万年。然而，小的差异，在初始SMBH二进制偏心率可以导致大的差异，SMBH聚结时间。最后，我们讨论了KETJU的未来前景，它允许在模拟中直接包含气体物理。
2017-04-19 astro-ph.GA
Host Galaxy Demographics Of Individually Detectable Supermassive Black-hole Binaries with Pulsar Timing Arrays
本研究基于Illustris模拟和半解析模型，分析了脉冲星计时阵列可探测超大质量黑洞双星的宿主星系特征，发现可探测系统宿主多为更亮、更红且金属丰度更高的大型椭圆星系，有助于制定后续电磁搜索策略。
2025-01-26 astro-ph.GA gr-qc
Accelerated orbital decay of supermassive black hole binaries in merging nuclear star clusters
超大质量黑洞（SMBH）的合并应该会产生宇宙中最强的引力波（GW）源。然而，它们合并的动力学是一个备受争议的话题。在这项研究中，我们使用了一套$N$体模拟遵循合并的两个核星团（NSC），每个托管SMBH在其中心。我们发现，每个SMBH周围的不同的星团的存在下有重要的后果的SMBH二进制的动力学演化：（i）之间的分离SMBH减少了几个数量级的前几个百万年的综合效应的动力摩擦和潮汐剥离的恒星所造成的阻力。事实上，这对于等质量比的双星来说是一个显著的加速，而对于不相等的质量比，例如1：10或1：100，这变得极端，传统的动力学摩擦力本身不允许绑定。(ii)随后的双星硬化是由SMBH双星和恒星之间的引力弹弓驱动的，也取决于SMBH之间的质量比。因此，有了这个额外的阻力，我们发现我们套件中的所有SMBH在哈勃时间内合并。考虑到大约50%的银河系大小的星系主机NSC，我们的结果是令人鼓舞的，即将到来的GW观测与激光干涉仪空间天线- LISA -这将检测SMBH聚结在$10^4-10^7$ $M_{\rm \odot}$质量范围。
2020-02-11 astro-ph.GA
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
Predicting Potential Host Galaxies of Supermassive Black Hole Binaries Based on Stellar Kinematics in Archival IFU Surveys
Bishop’s University（主教大学）；Trottier Space Institute and Department of Physics, McGill University（麦吉尔大学特鲁蒂尔太空研究所和物理系）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Vanderbilt University（范德堡大学）
利用存档IFU数据，通过恒星动力学特征识别可能宿主超大质量黑洞双星的星系，为脉冲星定时阵列探测提供候选目标。
2026-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hypervelocity binaries from close encounters with a SMBH-IMBH binary: orbital properties and diagnostics
恒星双星与超大质量黑洞-中等质量黑洞双星的近距离碰撞可以产生超高速双星。我们进行紧密的恒星双星和SMBH-IMBH二进制（在观测允许的参数）之间的散射实验，使用高精度的N体积分。模拟结果表明，如果银河系中心有一个$4\times10^3M_\odot$ IMBH，那么在银河系中心只能产生少量的HVB。然而，我们发现，紧密的HVB可以有效地产生在相对于SMBH-IMBH二进制共面轨道。因此，HVB的轨迹提供了一种有前途的方式来约束IMBH轨道平面，如果存在的话。更重要的是，我们发现被抛出的紧双星是偏心的。对于其他星系托管等质量SMBH双星的HVB喷射率是相对较高的SMBH-IMBH双星，这些喷出的紧凑型双星构成有前途的河外合并源，可以检测到的引力波探测器。
2018-09-26 astro-ph.GA
Extremely efficient mergers of intermediate mass black hole binaries in nucleated dwarf galaxies
由$\sim 10^4-10^7~M_\odot$之间的黑洞合并发出的引力波将被激光干涉仪空间天线（LISA）探测到，其信噪比高达几百到红移20。超大质量黑洞（$10^7$ ~M $_{\odot}$ - $10^{10}$ ~M $_{\odot}$）双星在大质量星系中的形成、并合和合并过程已被广泛研究。然而，中低质量黑洞（IMBH）是由低质量和矮星系托管的;将黑洞合并的时间尺度外推到这个IMBH双星制度并不是微不足道的，因为与大质量星系宿主相比，宿主星系的结构，运动学和形态完全不同。我们进行超高分辨率的$N$体模拟来研究有核矮星系中的IMBH动力学，其结构参数是从附近矮星系的观测中获得的。从50秒差距开始，IMBH很快就形成了一个二进制。此后，由于核星团（NSC）提供的高中心恒星密度，双星轨道迅速收缩。我们发现高偏心率（$e \sim 0.4-0.99$）在我们的套件的IMBH二进制文件，和剩余偏心率可能会持续到LISA制度。IMBH的合并时间通常是几亿年，有几个异常短的合并时间为高偏心率。我们发现，IMBH恒星的遭遇主要来自NSC，如果NSC-IMBH二进制质量比大于10，否则，凸起的恒星贡献显着。然而，作为IMBH双星，NSC被破坏了。我们的结论是，相当质量的IMBH合并非常有效的有核矮星系，使他们有前途的LISA源，以及IMBH增长的渠道。
2021-09-24 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
Brownian motion of massive black hole binaries and the final parsec problem
大质量黑洞双星（BHB）被认为是脉冲星定时阵列和未来星载探测器频率范围内最强大的引力波（GW）源之一。它们被认为是在星系合并的最后阶段形成的，然后通过经过的恒星的弹弓式喷射而变硬。然而，如果相互作用的恒星库不容易补充，通过弹弓机制的演化可能是无效的，并且双星收缩可能会在大约一个秒差距的距离停止。最近的模拟表明，脱离球面对称，自然产生的合并残留物，导致有效的损失锥重新填充，防止二进制失速。然而，目前的N体模拟能够准确地遵循BHB的演变是有限的非常适度的粒子数。布朗运动可能会人为地提高低N模拟中的损失锥再填充率，在这种情况下，由于其随机运动，双星会遇到更多的恒星。在这里，我们研究的意义，布朗运动的BHB合并残留的背景下，最后的秒差距问题。我们模拟合并与各种粒子数（从8K到1M）和几个密度分布。此外，我们比较模拟的BHB是固定在中心的合并残留与模拟的BHB是自由的随机游走。我们发现，布朗运动不显着影响BHB的粒子数超过一百万的模拟中的演变，并在合并模拟中测量的硬化是由于碰撞损失锥回填。
2016-06-21 astro-ph.GA
Compact object mergers driven by gas fallback
最近的几次引力波探测显示了致密天体合并的证据。然而，合并双星的天体物理起源还没有很好的理解。恒星双星的距离通常比双星合并所需的距离大得多，这是由于引力波发射，这导致了所谓的最终AU问题。在这封信中，我们提出了一个新的渠道合并紧凑的对象二进制文件，解决了最终的AU问题。我们研究了气体膨胀后，由于弱失败的超新星爆炸，中微子质量损失，核心扰动，或信封不稳定的二元演化。在这种情况下，二进制可能会被周围的气体硬化。我们调查的演变后，冲击波传播的二进制系统进行平滑粒子流体动力学模拟。我们发现，显着的二进制硬化时发生的气体质量绑定到二进制超过紧凑的对象。这一机制为引力波事件的并合提供了新的可能途径。
2018-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Converging on the eccentricity of massive black hole binaries in galactic mergers
School of Mathematics and Physics, University of Surrey（萨里大学数学与物理学院）；Dipartimento di Fisica “G. Occhialini（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（海德堡大学天文学计算中心）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg
研究通过数值模拟探讨了星系合并中MBHB的形成和演化，提出了确定双星偏心率的拟合公式，以提高对引力波背景的理解。
2026-01-05 astro-ph.GA
On the rate of black hole binary mergers in galactic nuclei due to dynamical hardening
我们评估了直接三体散射相互作用对星系核中恒星质量黑洞双星（BHB）合并率的动力学硬化的贡献。我们推导了一个分析模型，在一个核与球形和盘组件托管一个超大质量黑洞（SMBH）的单二进制遇到率。我们确定的总数量遇到$N_{\rm GW}$需要硬化BHB的点，螺旋由于引力波发射发生在下一个三体散射事件之前。这对于球形和圆盘分量都是独立完成的。使用蒙特卡罗方法，我们改进我们的计算$N_{\rm GW}$，包括散射事件之间的引力波发射。对于天体物理学上合理的模型，我们发现，通常$N_{\rm GW} \lesssim$ 10。我们发现两个独立的制度，有效的动力学硬化的BHB：（1）球形星团的中心密度高，低速色散和没有显着的开普勒组件;（2）迁移陷阱周围的SMBH缺乏任何显着的球形恒星组件附近的迁移陷阱，这是预期由于有效的轨道倾角减少任何球形人口的磁盘。我们还发现一个弱的相关性之间的比率的二阶速度矩的速度分散在星系核和BHB合并的速度，这个比例是一个代理之间的比率的旋转和色散支持的组件。由于磁盘执行平面的相互作用，是有效的硬化BHB，特别是在迁移陷阱，他们有很高的合并率，可以显着的BHB合并率检测到先进的激光干涉仪引力波天文台。
2017-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Formation with Local Photoionization Feedback -II. Effect of X-Ray Emission from Binaries and Hot Gas
我们研究了来自恒星双星系统的X射线和热的团内介质（ICM）如何影响星系中气体的辐射冷却速率。我们的研究使用了一种新的实现气体冷却的动网格流体动力学代码\textsc{arepo}。来自双星的X射线根本不会影响冷却，因为它们的发射光谱太难与星系气体有效耦合。相比之下，来自ICM的X射线与温度范围为$10^4 - 10^6$ K的气体耦合良好。理想化的模拟表明，热晕辐射场具有最小的影响，因为在集群的高维里温度（$> 10^7$ K）的冷却流的动力学，使气体和入射光子之间的相互作用非常无效。另一方面，星系团环境中的卫星星系由于来自主晕的辐射而经历高辐射通量。特别是低质量卫星（$< 10^{12}\rm{M_\odot}$）的维里温度正好处于辐射场效应最大的区域。卫星星系的理想化模拟，包括只有主机晕辐射（没有冲压压力剥离或潮汐效应）领域的影响，显示了一个急剧减少的冷气体形成量（$\sim 40\%$）的短时间尺度上约$0.5$陀螺。一个星系合并模拟，包括所有其他环境淬火机制，显示约$20\%$减少恒星质量的卫星和约$\sim 30\%$减少恒星形成率后，$1$陀螺由于主机热晕辐射场。这些结果表明，热晕辐射场在星系团环境中的猝灭中可能起着重要的作用。
2015-05-22 astro-ph.GA
High Mass X-ray Binaries and the Cosmic 21-cm Signal: Impact of Host Galaxy Absorption
通过在再电离之前加热星系际介质（IGM），X射线有望在早期宇宙中发挥重要作用。来自这个“加热时代”（EoH）的宇宙21厘米信号可以作为第一个星系内部高能过程的干净探测器。在这里，我们改进了先前的估计，这个信号，通过使用高分辨率的流体动力学模拟计算的X射线吸收由于星际介质（ISM）的主机星系。在宿主星系内部吸收的X射线无法逃逸到IGM中，并对EoH做出贡献。我们发现，通过这些星系的X射线不透明度可以用一个无金属的ISM来近似，其典型的柱密度为log[N / cm^-2] = 21.4 +0.40-0.65。我们通过将这些ISM不透明度与高质量X射线双星（被认为是早期宇宙中重要的X射线源）的公共光谱相结合来计算得到的21厘米信号。我们的研究结果支持“标准方案”，其中IGM的X射线加热是不均匀的，并发生在大部分再电离之前。大尺度（k ~ 0.1/Mpc）的21 cm功率在z = 10 - 15时达到峰值，约为100 mK^2，红移取决于宇宙恒星形成的历史。这与最近的一些工作相反，这些工作的动机是银河系内部对本地HMXB的X射线吸收要大得多。我们的主要结果可以重现近似的X射线发射HMXB与能量指数α = 1，截断在能量低于0.5千电子伏的幂律谱。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Link Between Ejected Stars, Hardening and Eccentricity Growth of Super Massive Black Holes in Galactic Nuclei
分层的星系形成图像表明，今天在星系核中观察到的超大质量黑洞（MBH）是由星系合并后的大质量黑洞双星（MBHB）合并而成的。一旦MBHB的组成部分成为引力约束，MBHB和恒星之间强烈的三体相遇控制了它在“干燥”无气体环境中的演化，并改变了MBHB的能量和角动量（半长轴，偏心率和方向）。在这里，我们提出了高精度的直接N-体模拟的球形和轴对称（旋转）星系核，以百万颗恒星和两个大规模的黑洞，最初未绑定。我们详细分析了三体碰撞中由于弹弓效应而被弹射出的恒星的性质。以前的研究已经调查的偏心率和能量的变化MBHs使用近似模型或蒙特卡罗三体散射。我们发现一般协议与以前的半解析模型的球形星系核的平均结果，但我们的结果显示了很大的统计变化。我们的新结果显示了更多的相空间细节，该过程是如何工作的，也显示了恒星系统旋转对该过程的影响。我们发现MBHB的轨道平面和恒星系统（当它旋转时）的轨道平面之间的角度会影响喷出的恒星的相空间性质。我们还发现，大质量MBHB倾向于切换与反旋转轨道的恒星在它们的相互作用，以同向旋转轨道。
2013-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Supermassive Black Hole Binaries
本文综述了超大质量黑洞双星的存在证据与观测特征，探讨了其形成机制、与宿主星系的相互作用对引力波信号的影响，以及LISA和脉冲星计时阵列未来的探测前景。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs
LIGO/VIRGO在引力波中探测到的活动星系核盘中的恒星质量双黑洞可能是黑洞合并的前身。为了更好地了解BBH与盘气体相互作用的流体动力学演化，我们进行了一套高分辨率的2D模拟的二进制本地盘（剪切盒）模型，考虑各种二进制质量比，偏心率和背景盘属性。我们使用$γ$定律状态方程，并采用一个强大的后处理处理，以评估质量吸积率，扭矩和能量转移率的二进制，以确定其长期的轨道演化。我们发现，圆形可比质量双星合同，轨道衰变率的几倍的质量倍增率。偏心双星总是经历偏心阻尼。具有较高偏心率或较小质量比的顺行双星通常有较慢的轨道衰变率，在某些极端情况下会出现轨道膨胀。平均的双星质量吸积率取决于吸积体的物理尺寸。的吸积流是高度可变的，占主导地位的变异频率是明显的二进制轨道频率（在旋转框架围绕中央大规模BH）的圆形双星，但逐渐转移到径向周转频率作为二进制偏心率的增加。我们的研究结果表明，嵌入活动星系核盘的BBH的动力学是完全不同的孤立的双星在自己的环双星盘。此外，我们的研究结果表明，硬化的时间尺度的二进制文件是远远短于他们的迁移时间尺度的光盘，所有合理的二进制和光盘参数。
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Prospects of resolving and localising individual supermassive black hole binaries with pulsar timing arrays: the host ranking challenge
Washington State University（华盛顿州立大学）；Institute of Astrophysics, FORTH（FORTH天体物理研究所）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Fisk University（菲斯克大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）
本研究模拟与引力波背景一致的双星种群，评估脉冲星计时阵列在未来0-10年内解析和定位单个超大质量黑洞双星的概率，并提出一种基于星系属性与引力波后验一致性的排名系统，以缩小宿主星系候选范围。
2026-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Photometric binaries, mass functions, and structural parameters of 78 Galactic open clusters
双星在我们理解星团及其恒星星族的形成和演化过程中起着至关重要的作用。我们使用盖亚数据发布3均匀分析78银河系疏散星团和未解决的双星系统，他们的主机，每个组成的两个主序星（MS）。我们首先研究了这些团簇的结构参数，如核心半径和中心密度，并通过插值每个团簇的密度分布确定团簇质量函数（MF）和总质量。我们测量了大质量比双星的比例和蓝离散星（BSS）的比例，最后研究了双星和BSS的人口与主星团的主要参数之间的可能联系。{值得注意的是，我们发现78个分析的疏散星团的MF遵循类似的趋势，并很好地再现了两个单一的幂律函数，在1 $M_{\odot}$质量附近的斜率变化。双星的比例从$\sim$ 15%到大于$\sim$ 60%，与主星团的质量和年龄没有明显的相关性。此外，我们检测到的线索之间的相关性的双星的总比例和主机集群的中心密度。我们比较了双星和BSS的比例，发现具有高和低中心密度的星团表现出不同的趋势。双星的比例不随主星质量和质量比的变化而显著变化。双星的径向分布取决于星团的年龄。年龄小于$\sim$ 800\，Myr的星团双星通常表现出平坦的径向分布，并有一些双峰的迹象。相比之下，其余星团的双星比单星更集中，这与在球状星团中观察到的情况相似。
2023-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of intra-cluster low-mass X-ray binaries in Fornax globular clusters
本文研究了天炉座星系团中央1 $deg^2$中球状星团内的低质量X射线双星（LMXB）的团内分布。与以往仅限于单个星系最内部区域的研究不同，这项工作的目的是比较GC-LMXB与宿主星系的星系团内人口的性质。我们使用VLT巡天望远镜（VST）和钱德拉观测。我们确定了168个LMXB居住在GC中，并根据它们与最近星系的有效半径将其分为主星系和星系团内物体。我们发现了82个星系团内的GC-LMXB和86个位于星系中的物体。我们执行高斯混合模型，将人口分为红色和蓝色GC。正如在星系最里面的区域所发现的那样，LMXB也倾向于在星系团内部空间中形成红色和明亮的GC。然而，我们发现，一个红色的GC主机LMXB的可能性随着银河系的距离下降，但它仍然大致恒定的蓝色GC人口。调查的X射线属性的LMXB驻留在GC中，我们发现的X射线光度函数的差异之间的内部集群和宿主星系样本：都遵循幂律下降到$\sim 8.5\times 10^{37}$尔格s $^{-1}$，这是一致的领域LMXB内部集群样本，而后者同意与以前的估计LMXB在GC中。我们检测到的硬度比的两个人口，其中集群内的GC-LMXB似乎有更硬的光谱比宿主星系对象的暂定差异。当我们比较红色和蓝色GC-LMXB时，我们发现了相同的趋势：蓝色样品的光谱比红色样品的光谱更硬。这一结果可能表明LMXB的光谱特性与宿主GC颜色之间存在关系，因此也表明了其金…
2022-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution Of Massive Black Hole Binaries In Rotating Stellar Nuclei: Implications For Gravitational Wave Detection
本文计算了星系核中双星超大质量黑洞产生的各向同性引力波背景。在我们的模型中，大质量双星在早期通过与附近恒星的引力弹弓相互作用而演化，在后期通过GWs的发射而演化。我们对“恒星”状态下双星硬化速率的表达式取自Vasiliev等人最近的工作，他们指出，在预计通过合并形成的非轴对称星系中，恒星以足够高的速率被供应到中心，以确保在Gyr时间尺度上的双星合并。我们还首次包括了与双星轨道平面演化相关的额外自由度;在旋转核中，与恒星的相互作用导致大质量双星的方向和偏心率同时改变，在某些情况下，在双星进入GW主导的区域之前，导致非常高的偏心率（e>0.9）。我们认为，以前的研究高估了SBH质量的平均比率星系核球质量的2 - 3倍。在频率制度目前可访问的脉冲星定时阵列（PTA），我们的假设意味着一个因素2 - 3减少的特征应变相比，在最近的研究中计算的值，消除了目前存在的模型预测和非检测GWs之间的紧张局势。
2017-05-02 astro-ph.GA gr-qc
Identifying Host Galaxies of Supermassive Black Hole Binaries Found by PTAs
本文提出宿主星系识别流程，通过模拟PTA数据恢复单源引力波信号并量化定位区域与候选星系数量，评估不同条件下筛选后的宿主候选数目及其影响因素。
2024-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
No tension between assembly models of supermassive black hole binaries and pulsar observations
脉冲星定时阵列（PTAs）是目前唯一的手段来寻找引力波随机背景的超大质量黑洞二进制人口，被认为是在掌握当前或不久的将来的观测。然而，Parkes PTA（Shannon et al. 2013，2015）设定的严格上限被解释为在$> 90\%$置信度下排除了当前通过星系合并和恒星相互作用硬化的双星组合范例，这表明演化被加速（通过恒星和/或气体）或停滞。使用贝叶斯分层模型，我们认为这个上限的影响，全面的天体物理学的情况下，没有调用失速，也没有更多的异国情调的物理过程。我们发现，他们是完全一致的上限，但（弱）人口参数的界限可以推断。模型之间的贝叶斯因子在$\approx 1.03$ -- $5.81$之间变化，特征振幅先验和后验之间的Kullback-Leibler分歧在$0.37$ -- $0.85$之间。考虑到之前关于星系合并率的天体物理信息，最近对黑洞-星系核球质量关系的向上修订（Kormendy & Ho 2013）在$1.6σ$中与较轻的模型（例如Shankar et al. 2016）相比不受欢迎。我们还表明，如果灵敏度提高一个数量级后仍无法检测到，那么最乐观的情况在$3.9σ$中会受到不利影响。
2017-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasars can Signpost Supermassive Black Hole Binaries
本研究结合引力波背景信号、周期性活动星系核候选样本及类星体质量函数，发现类星体包含超大质量黑洞双星的可能性最多是随机星系的五倍，为脉冲星计时阵列搜索提供优先方向。
2025-04-15 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
Exploring the dynamical evolution of binary stars in multiple-population globular clusters
Indiana University（印第安纳大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei", Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；A. Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究多星群球状星团中双星的动态演化，揭示双星在不同群体中的行为差异及其对星团动态的影响。
2026-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Disruption Event Demographics in Supermassive Black Hole Binaries Over Cosmic Times
本研究通过模拟SMBH双星探究TDE速率随质量和红移的变化，发现双星系统TDE速率随质量增加，与单SMBH趋势相反，为解释观测速率和约束双星比例提供了可测试框架。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Massive Star Cluster Formation with Binaries. I. Evolution of Binary Populations
本研究模拟大质量星团形成中双星族群的演化，发现双星比例下降且轨道变化，O星双星比例保持90%以上，变化源于层级组装与子星团合并。
2024-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary black hole growth by gas accretion in stellar clusters
我们表明，恒星质量的黑洞的双星内形成一个年轻的原球状星团，可以快速增长的星团内的气体吸积的核心内，之前的气体可能从核心耗尽。根据LIGO最近观测到的引力波信号，一个质量约为8个太阳质量的黑洞可以增长到35个太阳质量。由于黑洞质量的增加，双星系统也会变硬。在致密的原球状星团中通过质量吸积的二元黑洞的生长表明了一个潜在的重要的形成和硬化通道。
2019-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational Wave Driven Mergers and Coalescence Time of Supermassive Black Holes
研究了初始嵌入合并星系中心的超大质量黑洞（SMBH）从星系合并开始到合并的演化过程。我们进行了大量的直接N体模拟与三个不同的斜率的中央恒星尖点和不同的随机种子。后牛顿条款高达3.5阶用于驱动SMBH二进制的相对论性制度的演变。研究了SMF对硬化速率和聚结时间的影响。我们发现，SMBH二进制合并以及在十亿年内，当我们的模型被缩放到一个陡峭的尖点在低红移的星系。在这里，更高的中心密度提供了更大的恒星供应，以有效地从SMBH双星轨道中提取能量，并将其缩小到引力波（GW）发射占主导地位的阶段，从而导致SMBH的合并。合并的模型与浅尖点，是代表巨大的椭圆星系的中心核心的结果在较低的效率提取的二进制轨道能量，由于较低的恒星密度的中心。然而，在这样的星系合并中，SMBH双星的高偏心率值确保了GW发射占主导地位的相位集在更早的半长轴的较大值。这有助于补偿在恒星相遇阶段的能量提取效率较低，导致在双星形成后约一个Gyr内合并SMBH。此外，我们见证了合并残余物中的质量偏析，导致SMBH二元硬化率提高。我们表明，至少在尖状低质量星系的合并的最后阶段将与GW探测器eLISA观察。
2018-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations I: Unique Galaxy Morphologies in Imaging
Bishop's University（主教大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；McGill University（麦吉尔大学）；University College Cork（科克大学学院）
研究利用宇宙学模拟揭示了大质量黑洞合并宿主星系的形态特征，通过形态统计分析提高识别准确性，为未来引力波探测提供星系形态学依据。
2023-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
