稠密星系中的星体碰撞与黑洞吸积与自旋

稠密星系中的动力学相互作用可能显著影响黑洞的性质，留下其引力波特征的印记。虽然以往研究主要关注反复的黑洞合并以实现自旋和质量增长，但本工作检视了黑洞与（非致密）恒星之间的物理碰撞和近距离接触的影响。我们使用稠密星系的 Monte Carlo N-body 模型，发现形成后被保留下来的大量黑洞会与恒星发生碰撞。在我们探索的 cluster 模型中，受星体碰撞影响的二进制黑洞合并比例范围为 $10\%$ 到 $60\%$。如果所有星质量黑洞最初都是非自转的，我们发现最高可达 $40\%$ 的合并二进制黑洞组件可能因之前的星体碰撞而具有 $\chi\gtrsim 0.2$ 的无量纲自旋参数，而通常约有 $10\%$ 的组件来自之前的黑洞合并，自旋接近 $\chi = 0.7$。我们展示年轻星系尤其重要，作为它们可以产生黑洞与非常质量恒星的碰撞，允许通过吸积对黑洞进行显著的自旋。我们对这些星体碰撞产生的黑洞自旋分布的预测突显了其对吸积效率的敏感性，凸显了在这些相互作用之后需要详细的流体力学计算来更好地理解吸积物理。