Stellar mergers are important processes in stellar evolution, dynamics, and transient science. However, it is difficult to identify merger remnant stars because they cannot easily be distinguished from single stars based on their surface properties. We demonstrate that merger remnants can potentially be identified through asteroseismology of red giant stars using measurements of the gravity mode period spacing together with the asteroseismic mass. For mergers that occur after the formation of a degenerate core, remnant stars have over-massive envelopes relative to their cores, which is manifested asteroseismically by a g~mode period spacing smaller than expected for the star's mass. Remnants of mergers which occur when the primary is still on the main sequence or whose total mass is less than $\approx\! 2 \, M_\odot$ are much harder to distinguish from single stars. Using the red giant asteroseismic catalogs of Vrard et al. 2016 and Yu et al. 2018, we identify $24$ promising candidates for merger remnant stars. In some cases, merger remnants could also be detectable using only their temperature, luminosity, and asteroseismic mass, a technique that could be applied to a larger population of red giants without a reliable period spacing measurement.
Asteroseismic Analysis of the Merger Product Red Giant in the $γ$ Persei System
Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，地球科学研究中心）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）；MTA–HUN-REN CSFK Lendület “Momentum” Stellar Pulsation Research Group（MTA-HUN-REN CSFK Lendulet“Momentum”恒星脉动研究组）
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
The K2 M67 Study: An Evolved Blue Straggler in M67 from K2 Mission Asteroseismology
黄色离散星（YSS）在光学色星等图中位于亚巨星分支之上，介于蓝色离散星和红巨星之间。YSS可能代表了进化的蓝离散星的种群，但没有一个有直接和精确的质量和半径测量来确定它们的进化状态和形成历史。在这里，我们报告的第一个小行星地震的质量和半径测量这样一颗恒星，黄色散兵游勇S1237在疏散星团M67。我们应用星震标度关系的开普勒K2光变曲线的频率分析，并找到一个质量为2.9 $\pm$ 0.2 M $_{\odot}$和半径为9.2 $\pm$ 0.2 R $_{\odot}$。这是M67中主序转折点质量的两倍多，表明S1237确实是一个进化的蓝离散星。S1237是光谱双星中的主星。我们更新了双星轨道解，并使用光谱能量分布（SED）拟合来约束二级星的色星等图（CMD）位置。我们发现，第二颗恒星可能是在岔道附近的一颗主序上部恒星，但也可能是一颗稍微热一点的蓝色离散星。然后，我们比较了主要的小行星地震的质量，它的质量从CMD拟合，发现测光意味着一个质量和半径超过2 $σ$低于小行星地震测量。最后，我们考虑这颗恒星的形成机制，并建议S1237可能是由恒星碰撞或双星合并导致的动力学相遇形成的。
Chemical fingerprints of binary mass transfer in massive stars
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿根兰德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
寻找独特的签名，这表明不同的形成渠道的双黑洞（BBH），是一个关键的一步，对当前和未来的引力波探测的解释。在这里，我们调查的人口合并BBHs在年轻的星团（SC），这是大质量恒星的托儿所。我们进行了$4\times{} 10^3$ N-体模拟的SC与金属$Z=0.002$，初始二元分数$0.4$和分形初始条件，以模拟恒星形成区的块状。我们的模拟包括一个新的人口合成的基础上的代码MOBSE的方法。我们发现，SC动态并不影响合并率显着，但留下了强大的指纹上的属性合并BBH。在最初的几个百万年中，年轻SC中超过50%的合并BBH通过动态交换形成。动态形成的合并BBH比孤立双星中的合并BBH重得多：在年轻的SC中，合并BBH的总质量高达$\sim{}120$ M $_\odot$形式，而在具有相同金属丰度的孤立双星中，合并BBH的最大总质量仅为$\sim{}70$ M $_\odot$。通过动力学交换产生的合并BBH往往比孤立双星中的BBH具有更小的质量比。此外，SC动力学加速合并：在年轻的SC中，恒星形成和合并之间的延迟时间显着缩短。在我们的模拟中，像GW 170729这样的大质量系统只能通过动力学交换形成。最后，年轻SC中合并BBH的$\sim{}2$ %在对不稳定质量间隙中具有质量（$\sim{}60-120$ M $_\odot$）。这表示在SC中合并BBH的唯一指纹。
Radial oscillations of quark stars in light of current astrophysical constraints: A comparative study
Universidad de La Frontera（拉弗龙特拉大学）；Universidad del Bío-Bío（比奥比奥大学）；Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学）；Institute of Physics, Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学物理研究所）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）
