第一章緒論

太陽系外行星(簡稱系外行星)是指太陽系以外的行星。截止2015年9月30日,己經(jīng)有近2000顆系外行星被發(fā)現(xiàn)(1962行星中有1241個行星系統(tǒng),其中包括488多行星系統(tǒng))。由于行星相對于其母恒星都是極其微弱的光源,要在母恒星光譜內同時檢測出這種微弱的光源,非常困難。也因為如此,只有很少的系外行星被直接觀測到。目前探測系外行星的方法總結出來有以下幾種:1)視向速度法:恒星與行星圍繞雙星的質心旋轉,恒星會以在小軌道上的移動回應行星的引力。只要能在恒星譜線上測量恒星移動時潮向或遠離地球的速度,就能得到行星的信息。隨著時間的推移,恒星抵達地球的光度是變化的。但是,只有在行星的軌道與觀測點對齊時才能觀測到。由于行星的軌道平面在視線方向上橫越過恒星前方的機率與恒星的大小與行星軌道直徑的比率有關,大約有10%小軌道的行星符合標準。

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第二章Lidov-Kozai機制

2.1測試粒子極限下軌道四極矩運動方程

由于假設內雙星其中一顆星體是測試粒子,忽略其質量,我們可認為內軌道角動量遠小于外軌道角動量。在三體演化過程中,外軌道的狀態(tài)幾乎不發(fā)生改變,即偏也率62不變且外角動量單位矢量如固定。由此我們能得出下結論:當軌道間夾角接近90°時,內雙星偏心率無限接近1。5)我們現(xiàn)在用軌道參量方程組來計算一個實例。選取軌道。內雙星偏也率與夾角隨時間演化如圖2.4�？砂l(fā)現(xiàn)偏心率與夾角出現(xiàn)周期性震蕩,并且也率最大值接近化。

2.2相似質呈下軌道四極矩運動方程

在相似質量情況下,不再守恒,外軌道也會發(fā)生振蕩。1)為了與測試粒子情況比乾我們依舊采用上一節(jié)2.5圖2.4的軌道參數(shù)�？傑壍篱g夾角依舊為70°,其中內雙星角動量方向與三體總角動量方向夾角為化。我們積分方程組(2.38)-(2.44),在圖2.6畫出了數(shù)值計算結果。圖中紅色線表示數(shù)值計算結果,藍色線表示測試粒子情況下圖2.4的數(shù)值結果�？梢园l(fā)現(xiàn)與測試粒子情況不同的是,在外軌道偏瓜率與夾角隨時間發(fā)生演化,而且內雙星角動量延軸產(chǎn)生振蕩但是測試粒子極限下保持不變。

第三章短程力對Kozai效應的抑制...35

3.1引言...35
3.2運動方程...35
3.3短程為效應...36
第四章層級三體系統(tǒng)的雙星合并:雙星偏也率的共振激發(fā)……59
4.1引言...59
4.2運動方程...59
第五章繞旋超大質量雙黑洞的恒星雙星演化:潮汐撕裂與合并...73
5.1引言...73
5.2參數(shù)空間...74
5.3N-body模擬........78

第四章層級三體系統(tǒng)的雙星合并:雙星偏心率的共振激發(fā)

4.1引言

在這項工作里,我們研究在第三顆星微擾下的合并雙星的演化。一般來說,只有在很大的軌道傾角下,內雙星(合并雙星)才會有明顯的軌道變化(偏也率激發(fā))。但是,如果引入廣義對論的近星點進動效應,在Kozai機制無法起作用的區(qū)域仍會出現(xiàn)偏也率的激發(fā)。在以前的一些工作中,指出內雙星的偏心率之所以被激發(fā),是由于廣義相對論的進動效應與引力勢能存在某種共振。雖然上述效應己經(jīng)被研究過,但是共振的物理起源并沒有得到充分的解釋:在什么樣的條件下偏也率才能被激發(fā)。受他們工作的啟發(fā),我們從解析與數(shù)值的角度系統(tǒng)的來理解廣義相對論的進動效應如何影響合并雙星的動力學演化。簡單的說,我們采取低偏也率和共面的近似,推導出解析的共振條件。

4.2運動方程

在圖4.1中,對于給定的mi,TO2還有內雙星軌道半長軸,我們畫出變化。特別的,我們選擇了幾種不同大小的。坦意味著致密雙星處在這樣一個距離時能夠發(fā)生共振。換句話說,圖中曲線上的每一點對應一個發(fā)生共振的三體系統(tǒng)。這里,由方程代表內雙星處在這樣一個距離時福射引力波頻率進入LISA的工作波段(參考方程4.34)。類似的。圖上結果所有的曲線都在曲線的左邊。掛意味著對應的共振態(tài)發(fā)生在宇宙哈勃時標之內,并且對應的引力波頻率分別進入了LISA與LIGO工作頻段,將來有可能可以被觀測到。圖4.3的左圖對應的是較小的外偏心率。共面系統(tǒng)一直演化直至雙星發(fā)生合并。在演化過程的早起,內雙星的偏屯、率在第三顆星四極矩勢能的微擾下經(jīng)歷了小振幅的振蕩。隨著軌道的逐步衰減,變得與訪2平權,共振開始起作用。偏心率ei取得峰值ei,peak。后來,廣義相對論效應在高偏心率的狀態(tài)下主導動力學演化,使得雙星軌道圓化。與偏心率激發(fā)對應的,外雙星的偏心率62減小,而引力波頻率發(fā)生了輕微的改變。

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第五章繞旋超大質量雙黑洞的恒星雙星演化:潮汐撕裂與合并

5.1引言

這一章,我們研究合并星系中的恒星雙星的動力學演化,包括恒星雙星的合并與潮汐瓦解事件。首先,我們考慮一個恒星雙星繞旋第一顆超大質量黑洞,在較遠處存在另一顆超大質量黑洞繞旋這組王體系統(tǒng)(參考圖5.1的左圖)。這里,我們引入恒星雙星的質量,第一顆超大質量黑洞m2,以及第二顆超大質量黑洞。對于軌道參數(shù)我們采用化2,3作為軌道半長軸,ei,2,3作為軌道偏心率,且r i,2,3作為每一個雙星的兩部分間的距離。角標"1,2,3"分別標記雙星A,B與C(參考圖5.1的右圖)。值得注意的是,我們所研究的四體系統(tǒng)結構上可以被分解為兩個三體系統(tǒng)。"內三體"由超大質量黑洞-恒星雙星構成,包含雙星A與第一顆超大質量黑洞如2);如果相距離滿足雙星A可以被視作測試粒子質量相比超大質量黑洞來說可忽略不計)。因此,雙星B與第二個超大質量黑洞(m2)可以組成"外三體"系統(tǒng)。特別是,當兩個三體系統(tǒng)各自的軌道平面(每個三體系統(tǒng)中包含兩個軌道平面)夾角處于40°-140°之間,雙星系統(tǒng)的偏心率會發(fā)生Kozai振蕩由于雙星與超大質量黑洞會發(fā)生近距離相互作用,軌道近似在這種情況下不適用。這里,我們嘗試用N-body數(shù)值積分來探討恒星雙星在四體系統(tǒng)中的演化,并跟蹤雙星的最終命運,包括潮汝撕裂,合并或者存活。最后,我們進一步將研究擴展至合并的超大質量雙黑洞體系。

5.2參數(shù)空間

從圖5.2我們可得知,對于某一位置(O2)的恒星雙星,隨著超大質量雙黑洞距離0,3的減小,Kozai振蕩的時標會發(fā)生改變,使整個四體系統(tǒng)從由"內三體"Kozai振蕩主導的動力學過度到以"外三體"Kozai振蕩為主導。在參數(shù)空間(中,如果"內三體"(雙星A與第一個超大質量黑洞)的兩個軌道平面夾角大于40°,Kozai機制發(fā)生作用。雙星A的偏心能夠被激發(fā)至接近1,導致在近星點時發(fā)生合并。此時,來自第二個超大質量黑洞的微擾可以忽略不計,62保持不變。近幾年,由Kozai機制主導的雙星合并經(jīng)研究得很充分(e.昏,[49][106]),且雙星的合并率(主序星、巨星或致密星雙星)在超大質量黒洞的影響下顯著提髙。另一方面,在參數(shù)空間中,如果"外三體"(雙星B與第二個超大質量黑洞)的兩個軌道平面夾角處于40°-140°,四體動為學演化將由"外三體"的Kozai振蕩主導。這種情況下,比ei激發(fā)的更快,使得雙星A以非常大楠率的開普勒軌道繞旋超大質量黑洞,近星點距離隨之縮小。

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參考文獻（略）

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本文編號：148755