球状星团中中子星双星并合率研究

首次探测到来自中子星-中子星（NS-NS）并合的引力波GW170817，以及短伽马射线暴（SGRBs）观测数量的不断增加，极大地推动了关于NS-NS与中子星-黑洞（NS-BH）双星起源的研究。我们利用具有\texttt{CMC}星团目录的真实球状星团（GCs）模拟，计算了来自GCs的NS-NS与NS-BH双星并合率。我们使用大量具有不同初始恒星数、金属丰度、位力半径和银心距的模型样本，代表现今银河系GCs，以量化星团内部及被抛射出的 inspiral 时间和体并合率随红移的变化。我们发现，在大多数GCs的整个生命周期中，恒星级黑洞主导星团核心并阻止NSs的质量 segregration，从而降低NSs的动力学相互作用率，使得至多产生少数NS双星并合。我们估计本地宇宙中NS-NS与NS-BH双星的并合率均约为$\sim\rm{0.02\,Gpc^{-3}\,yr^{-1}}$，或两类总体合计约0.04~Gpc$^{-3}$~yr$^{-1}$。这些速率比LIGO/Virgo当前的经验并合率低约5个数量级。我们得出结论：GCs中的动力学相互作用在增强NS-NS与NS-BH并合率方面不起显著作用。