年轻星团中的双黑洞：金属丰度的影响

年轻星团是大质量恒星最常见的诞生地，也是动力学活跃的环境。在此，我们通过 6000 次 N 体模拟结合双星种群合成，研究年轻星团中黑洞（BH）和双黑洞（BBH）的形成。我们探测了三种不同的恒星金属丰度（Z=0.02、0.002 和 0.0002）以及两种初始密度体制（致密与疏松星团中半质量半径处密度分别为 $\rho_{\rm h}\ge{}3.4\times10^4$ 和 $\ge{1.5\times10^2}$ M$_\odot$ pc$^{-3}$）。金属贫乏的星团比金属富有的星团倾向于形成质量更大的 BH。我们发现，在 Z=0.0002、0.002 和 0.02 时，质量 $m_{\rm BH}>60$ M$_\odot$ 的 BH 分别约占 $\sim{}6$、$\sim{}2$ 和 $<1$%。在金属贫乏的星团中，我们形成了质量高达 $\sim{}320$ M$_\odot$ 的中等质量 BH。经动力学交换诞生的 BBH 并合（交换 BBH）可比由双星演化形成的 BBH 并合质量更大：前者（后者）总质量分别高达 $\sim{}140$ M$_\odot$（$\sim{}80$ M$_\odot$）。我们模拟中最重的 BBH 并合主星质量 $\sim{}88$ M$_\odot$，位于对不稳定性质量间隙内，质量比约 $\sim{}0.5$。只有诞生于金属贫乏前身星的年轻星团 BBH 才能匹配 GW170729（O1 和 O2 中最重事件）以及 GW190412（首次不等质量并合）的质量。若假设所有恒星分别形成于疏松和致密星团，我们估计本地 BBH 并合率密度约为 $\sim{}110$ 和 $\sim{}55$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$。