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
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
LISA and the Existence of a Fast-Merging Double Neutron Star Formation Channel
使用银河系双中子星（DNS）合并率为2.1亿年$^{-1}$，由激光干涉引力波天文台（LIGO）得出，我们证明，激光干涉空间天线（LISA）将检测平均240（330）DNSs在银河系内的4年（8年）的任务与信噪比大于7。即使采用由银河系DNS数量推导出的更悲观的42 Myr $^{-1}$速率，我们也发现了46（65）个银河系DNS的显着检测。这些DNS可以用来约束地层场景。特别地，使用射电望远镜的传统NS发现方法不能检测具有$P_{\rm orb}$ $\lesssim$ 1小时（合并时间$\lesssim$ 10Myr）的DNS。如果存在一个快速合并的通道，形成DNS在这些短的轨道周期，LISA提供，也许，唯一的机会，观察这些系统的特点，我们表明，玩具模型可能形成的情况下留下独特的印记DNS轨道偏心率，这可能是由LISA测量值小至$\sim$ 10 $^{-2}$。
2019-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of electron-capture supernovae on merging double neutron stars
出生踢是关于双中子星（DNS）形成的最有争议的问题之一。几个观测和理论结果表明，一些DNS已经形成了低出生踢（$\lesssim{}50$ km s $^{-1}$），这可能是由于电子捕获超新星（ECSNe）。我们调查的影响ECSNe形成的DNS通过人口合成模拟。特别是，我们假设一个麦克斯韦速度分布的natal踢诱导ECSNe与一维均方根$σ_{\rm ECSN} = 0,7,15,26,265$公里s $^{-1}$。DNS的总数与$σ_{\rm ECSN}$成反比，并且DNS合并的数量对于相对较低的kick较高。如果我们假设共包线喷射的效率低（由参数$α=1$描述），则该效应特别强，而对于共包线喷射的效率高（$α=5$），该效应仅是温和的。在大多数模拟中，超过50%的合并DNS的祖先经历至少一个ECSN，并且ECSN几乎总是二元系统中发生的第一个SN。最后，我们考虑了所有中子星都受到低出生反冲（$\lesssim{}50$ ~km~s $^{-1}$）的极端情况。在这种情况下，DNS的数量增加了十倍，通过ECSN的合并DNS的百分比被显著抑制（$<40$ %）。
2018-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Asymmetric mass ratios for bright double neutron-star mergers
与双星合并的中子星GW 170817有关的放射性能量千诺瓦的发现是第一个--也是唯一一个--被证实的引力波事件的电磁对应物。然而，对晚期电磁辐射的观测与标准中子星合并模型的预期存在矛盾。虽然测量到的大量喷出物质量可能是由恒星组成质量不对称的祖先系统解释的，即质量比$q$为0.7-0.8，但已知的合并双中子星（DNS）系统的银河系人口（即那些将在数十亿年或更短的时间内合并的），到目前为止，只包括几乎相等质量的（$q > 0.9$）双星。PSR J1913+1102是一个DNS系统，在一个5小时的低偏心率（$e = 0.09$）轨道上，意味着轨道间隔为1.8个太阳半径，两颗中子星预计在4.7亿年后因引力波发射而合并。在这里，我们报告的质量的两个中子星，测量一个专门的脉冲星计时活动，$1.62 \pm 0.03$和$1.27 \pm 0.03$太阳质量的脉冲星和伴星中子星，分别与测量的质量比$q = 0.78 \pm 0.03$，它是最不对称的DNS在已知的合并系统。基于这种检测，我们的人口合成分析意味着，这种不对称的二进制文件表示合并DNS二进制文件的总人口的2和30%（90%的置信度）之间。这个群体中的一个成员的合并为GW 170817的异常特性提供了一个可能的解释，包括从该事件中观察到的kilonova发射。
2020-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Heavy double neutron stars: birth, mid-life and death
射电脉冲星观测探测银河系双中子星（DNS）系统的生命，而引力波使我们能够研究河外DNS在其最后时刻。通过结合无线电和引力波天文学的测量，我们试图获得从形成到合并的DNS更完整的了解。我们分析了最近的引力波双星中子星合并GW 170817和GW 190425的背景下，从射电天文学已知的其他DNS。通过采用一个模型的诞生和演化的DNS，我们测量的质量分布的DNS在出生时，在中年（在无线电），并在死亡（在引力波）。我们认为，高质量的引力波事件GW 190425是通过不稳定的情况下BB质量转移，迅速合并在$\sim 10-100~\mathrm{Myr}$形成的亚群的一部分的假设。我们发现了支持这一假设的温和证据，并且GW 190425并不是先前声称的无线电种群的明显异常值。如果存在快速合并的二进制文件，我们估计它们在诞生时构成DNS的$8-79\%$（90%可信度）。我们估计快速合并二进制的出生和死亡之间的典型延迟时间是$\approx 5-401~\mathrm{Myr}$（90%的可信度）。我们讨论了无线电和引力波天文学的影响。
2021-04-08 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
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
Total gravitational mass of the Galactic Double Neutron Star systems: evidence for a bimodal distribution
到目前为止，在银河系中总共发现了15个双中子星系统（DNS），它们的总引力质量（$M_{\rm T}$）得到了可靠的测量。本文研究了$M_{\rm T}$的分布。数据更倾向于双高斯分布而不是单高斯分布，并且低质量和高质量群体分别以$M_{\rm T}\sim 2.58M_\odot$和$\sim 2.72M_\odot$为中心。GW 170817的祖星有一个$M_{\rm T}=2.74^{+0.04}_{-0.01}M_\odot$，属于高质量星族。在局部中子星合并率为$\sim 10^{3}~{\rm Gpc^{-3}~yr^{-1}}$的情况下，假设合并中子星的$M_{\rm T}$也遵循双高斯分布，先进的LIGO/Virgo即将进行的运行将很快检测到一些事件，其中$M_{\rm T}\lesssim 2.6M_\odot$可以有效地探测中子星的状态方程，并且分布函数有望在未来十年内可靠地重建。
2018-04-09 astro-ph.HE gr-qc
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
The critical mass ratio of double white dwarf binaries for violent merger-induced Type Ia supernova explosions
碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的潜在祖先之一。最近的流体动力学模拟表明，质量较小的（次级）WD猛烈地吸积到质量较大的（初级）WD上，发生碳爆炸，爆炸波通过初级传播，初级最终爆炸为亚克拉塞卡质量SN Ia。这种爆炸机制被称为暴力合并情景。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的合并CO WD，我们得到了更严格的临界质量比（qcr）导致的暴力合并的情况下，比以前的结果。我们认为这种差异主要来自初始条件的差异，以及WD是否同步旋转。利用我们的新结果，我们估计了超新星Ia在剧烈合并情景下的亮度分布，并与以前的研究进行了比较。我们发现我们的新qcr不会显著影响亮度分布。我们提出了直接的结果后，立即CO WD合并为各种主要的群众和质量比。我们还讨论了双极行星状星云Henize 2-428的中心系统的最终命运，该星云最近被认为是一个双CO WD系统，其总质量超过了Hubble时间内合并的最大质量。即使考虑到建议的二元参数的不确定性，我们得出的结论是，这个系统的最终命运几乎肯定是一个亚克拉塞卡质量的超新星Ia在激烈的合并方案。
2016-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electrodynamics of double neutron star mergers
我们考虑了合并中子星的电磁相互作用和前兆辐射。磁化中子星的轨道运动可能会在合并前几年恢复共同磁层内的电子对生产，引发类似脉冲星的磁层动力学。我们确定了两个基本的场景：（i）只有一颗恒星被磁化（1 M-DNS场景）和（ii）两颗恒星都被磁化（2 M-DNS场景）。感应产生的电场可具有沿总磁场（间隙）的分量和/或电场可超过局部磁场的值。探测的关键是发射的轨道调制。如果只有一颗恒星被磁化（1 M-DNS方案），则发射很可能沿着次级位置处的磁场方向产生;然后，如果磁轴与轨道自旋不对齐，则该方向在轨道周期上被调制。在2 M-DNS的情况下，非旋转中子星的共同磁层结构是复杂的，有间隙，但没有$E>B$区域;在磁矩不对齐的情况下，有很强的轨道变化。对于相同的中子星参数，2 M-DNS方案比1 M-DNS方案具有更高的内在潜力。总功率不是很高，$\leq 10^{45} $ erg s $^{-1}$ ;探测合并中子星电磁前兆的最佳机会是，如果它们的磁层相互作用导致产生类似脉冲星的相干无线电发射，其调制在轨道周期，合并时的光度高达$\sim 1$ Jankys。
2019-12-05 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
Local merger rates of double neutron stars
第一次探测到来自合并双中子星（DNS）双星的引力波意味着在本地宇宙中DNS合并的速率比通常在理论上估计的要高得多。Chruslinska等人最近的研究表明，（2018）表明，除了对常见的包络处理特别敏感外，DNS合并率对他们研究中探索的几个因素的变化（例如质量传递的保守性，角动量损失和出生踢）显得相当稳健，除非做出极端假设。面对不断改善的观测极限，可能会排除一些极端的模型。为了正确地将模型预测与观测极限进行比较，必须考虑影响速率的其他因素。其中一个因素与恒星形成和宇宙化学演化的假设历史有关，它对最终结果的影响需要更好地加以限制。
2018-11-22 astro-ph.HE
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 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
The outcomes of carbon-oxygen white dwarfs accreting CO-rich material
双简并模型涉及双碳氧白矮星（CO WD）的合并，是Ia型超新星（SNe Ia）起源的两个经典模型之一。以前的研究表明，如果在合并过程中质量吸积率（Macc）相对较高，则会发生偏离中心的碳燃烧，导致形成氧氖（ONe）核心，可能会坍缩成中子星。然而，偏心碳燃烧仍然没有完全理解，特别是当向内传播的燃烧波到达中心时。在本文中，我们的目标是调查燃烧波的传播特性和随后的演变结果，这些CO核心。利用基于厚盘假设的恒星演化程序MESA模拟了COWD的长期演化过程。我们发现，基于厚盘假设，CO WDs的最终结果强烈依赖于Macc（Msun/yr），可以分为四个区域：（1）中心爆炸性碳点火，然后是SNe Ia（Macc < 2.45*10^-6）;（2）OSi核，然后是中子星（2.45*10^-6 < Macc < 4.5*10^-6）;（3）ONe核，然后e-capture SNe（4.5*10^-6 < Macc < 1.05*10^-5）;（4）偏离中心的氧和氖点火，然后偏离中心爆炸或硅铁芯（Macc > 1.05*10^-5）。研究结果表明，双CO WD合并的最终命运强烈地依赖于合并过程（如缓慢合并、快速合并、复合合并、暴力合并等）。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
