Gaia BH1 形成场景解析：三体系统中的内型星间合并

基于 $Gaia$ DR3 的测量数据与光谱分析，我们发现了两颗静止性黑洞（BH）二体系统，即 Gaia BH1 与 BH2。其中 Gaia BH1 的起源尤其具有争议。我们考察了以快速旋转（$\omega/\omega_{\rm crit} = 0.8$）且强磁化（$B_{\rm 0} = 5000$ G）的合并产物为例，发现其在典型银河金属组成下，可发生高效的化学同质性演化（CHE），使其演化过程中的半径显著小于常规巨星。满足初始三体稳定性条件后，我们利用 Multiple Stellar Evolution（MSE）代码与 MESA 代码，识别出一种可演化为 Gaia BH1 的初始分层三体系统。该系统最初由质分别为 9.03 $M_{\odot}$、3.12 $M_{\odot}$ 与 1 $M_{\odot}$ 的三颗恒星组成，内外轨道周期为 2.21 天与 121.92 天，内外偏心率为 0.41 与 0.45。该三体经历三体演化动力学不稳定（TEDI）后发生 Roche 漏给（RLOF），在 RLOF 过程中，内轨道收缩，潮汐效应逐渐抑制 TEDI，最终使内型星间合并通过接触（或碰撞）完成。随后，我们采用快速旋转且强磁化的星体模型，结合标准核崩超新星（SN）或失败型超新星（FSN）模型，发现由质为 12.11 $M_{\odot}$ 的合并产物与 1 $M_{\odot}$ 伴星（原为外层三体星）组成的双星系统（PMB）可避免 RLOF。在一次质量抛射约为 $\sim$0.22 $M_{\odot}$、 kick 速度为 $46^{+25}_{-33}$ ${\rm km/s}$ 或 $9^{+16}_{-8}$ ${\rm km/s}$ 的 SN 或 FSN 之后，PMB 可在银河盘中形成 Gaia BH1。