Faint Cataclysmic Variables in Quiescence: Globular Cluster and Field Surveys
目前的演化模型表明，大多数激变变星（CV）的P_orb<2小时，是矮新星（DN）系统，大部分时间处于静止状态。对附近静止的DN的观测发现，紫外光谱主要由热的白矮星（WD）控制，这表明除了静止的圆盘和主序星伴星之外，它还提供了相当大一部分的可见光。因此，确定一个微弱的，静态CV在任何领域或球状星团（GC）从宽带颜色取决于我们的能力，预测WD的贡献在静止。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，这使我们能够自洽地找到WD的T_eff}。我们在这里证明，大部分的压缩加热发生在新鲜吸积信封和WD核心温度达到一个固定值的时间尺度小于典型的进化时间。由于核燃烧在这些温度下是不稳定<Mdot>的，为了找到T_eff关系，我们把WD核在整个经典新星极限环中的周期性加热和冷却结合<Mdot>起来。通过与DN场观测值的比较，证实<Mdot>了中断磁制动的-P_orb关系.我们还预测宽带颜色的一个静态CV作为一个函数<Mdot>和同伴的质量，并表明，这导致识别什么可能是许多CV在深HST图像的GC。
2001-12-12 astro-ph
On the Evolution and Gravitational Collapse of a Toroidal Vortex
本文用哈密顿力学方法研究了气体环涡在自引力作用下的演化和坍缩。它表明，演变发生在三个主要阶段分开的特征时间尺度。首先，沿小半径压缩到准平衡态，然后沿大半径缓慢压缩到更稳定的紧凑涡旋物体。在后一阶段，检测到沿涡轴（射流形成）的有效散射和喷射粒子的可能性。结果，质量、能量和动量损失发生，并且旋涡崩溃。
2004-07-15 astro-ph
Binary Induced Neutron-Star Compression, Heating, and Collapse
我们分析了近距离双星系统中最近发现的中子星坍缩不稳定性的几个方面。我们利用（3+1）维和球面数值广义相对论流体动力学研究这种不稳定性的起源，演变和参数敏感性。本文导出了准静态轨道弯曲空间中恒星流体静力平衡的修正条件。我们研究了不稳定性对中子星质量和状态方程的敏感性。我们还估计了可能的内部加热和相关的中微子光度的限制，这可能是由于恒星逐渐压缩前崩溃。我们表明，从这种加热的中微子辐射损失可能会超过重力波辐射的功率数小时前崩溃。本文还讨论了辐射中微子产生γ射线（或其它电磁）爆发现象的可能性。
1998-05-21 astro-ph gr-qc
Observations and Theory of Dynamical Triggers for Star Formation
综述了恒星形成的触发机制，包括云和球状体的直接压缩、HII区和超新星边缘分子云的压缩和坍缩、星系盘中巨环和巨壳的膨胀和坍缩以及两个云之间的碰撞和坍缩。给出了坍塌判据。一个全面的区域，这四种类型的触发已被发现的表格表明，动力学过程维持和放大的所有恒星形成，自发地开始在正常的星系盘的高比例。
1997-12-31 astro-ph
Strongly induced collapse in the Class 0 protostar NGC 1333 IRAS 4A
在形成星团的云中，引力坍缩的开始仍然知之甚少。我们的目标是使用0类原恒星IRAS 4A，它正在经历崩溃的活跃分子云NGC 1333，设置约束这一过程。特别是，我们想测量质量下降率，并调查崩溃是否可能是由强烈的外部扰动引发的。我们分析现有的连续观测，推导出的信封的密度结构，并使用我们的新的分子线观测与IRAM 30米望远镜探测其速度结构。我们进行了详细的比较，这组数据与一个数字模型的崩溃触发的快速外部压缩。包层的密度和速度结构都可以很好地拟合这个模型的崩溃引起的快速外部压缩的时间流逝，因为质点形成1-2 × 10**4年。我们推导出一个大的质量下降率为0.7-2 × 10 ~（-4）Msun/yr。扰动产生这种大的质量下降率所需的动量与NGC 1333大量流出的动量具有相同的数量级。我们的分析还表明，湍流是高度不均匀的信封，从超音速下降到亚音速值向中心。内部亚音速湍流很可能是坍缩开始前致密核心中普遍存在的条件的遗迹。IRAS 4A所经历的剧烈坍缩是由快速的外部压缩引发的，可能与附近空洞的膨胀有关，这可能同时引发了附近0级原恒星IRAS 4 B的坍缩。这个空洞可能是由外流产生的，但我们还没有找到一个好的原恒星候选者。
2006-02-22 astro-ph
On the bolometric quiescent luminosity and luminosity swing of black hole candidate and neutron star low mass X-ray transients
低质量X射线瞬变（LMXRT）托管黑洞候选者（BHC）显示平均约100倍的摆动在最小（静态）到最大（爆发）X射线亮度比中子星（NS），尽管在质量流入率的摆动可能是在相同的范围内。平流主导的吸积流（ADAF）被提出来解释这种差异。在减去伴星光谱后，静止LMXRT的剩余光学/紫外辐射是由ADAF（最新版本）中的同步辐射产生的，因此是ADAF光度预算的一部分。我们证明，一旦考虑到剩余的光学/紫外发射，BHC的热光度摆动是一致的NS。我们在这里探索一种替代方案，ADAF中，非常小的质量吸积到坍缩的恒星发生在静止间隔。BHC的剩余光学/紫外辐射预计来自伴星转移的物质释放的能量，其半径与圆化半径相当。静止的X射线光度来源于黑洞以非常低的速率吸积和/或来自伴星或外盘的日冕活动。对于较小的质量流入率，在这些系统中的NS可能在无线电脉冲星制度。在射电脉冲星的相对论风与伴星的物质相互作用中，形成了激波，其类似幂律的发射为更硬的X射线发射和大部分剩余的光学/紫外辐射提供了动力。软的类热X射线成分可能来自NS表面的冷却。这种情况很好地匹配了LMXRT的X射线和辐射热光度摆动。（简略）。
2000-05-07 astro-ph
Compact X-ray Binaries in and out of Core Collapsed Globulars
我们回顾了新的钱德拉和HST观测的核心坍缩星系团NGC 6397作为一个指南，以了解紧凑的二进制（CB）人口在核心坍缩球状星团。新的激变变星（CV）和主序色球活动双星（AB）已被确定，使一个更大的样本的Lx，Fx/Fv和X射线与光学颜色分布的比较。比较4个核心坍缩星系团中Lx >10^31 erg/s的CB数与12个King模型星系团中的CB数，发现核心坍缩星系团中的比频率Sx（每单位星系团质量的CB数）增加了，即使将它们的恒星相遇率归一化。虽然核心崩溃停止的动态加热由于恒星（和二进制）与CB在核心的相互作用，我们得出结论，生产最硬的CB-特别是CV-在核心崩溃过程中增强。NGC 6397最明亮的CV最接近星团中心，而两个新发现的非常低光度（旧的，静止的）CV远离核心。活跃的双星和中子星系统（MSP和qLMXB）围绕着中央核心。整体CB人口似乎是不对称的集群中心，在其他几个核心崩溃集群与钱德拉观察到，这表明仍然很难理解的散射过程。
2006-05-04 astro-ph
On the Rapid Collapse and Evolution of Molecular Clouds
恒星的形成通常比双极扩散时间快，这表明有几个过程短路了延迟，并促进了快速坍缩。这些过程被认为是在这里，包括在外部的巨分子云（GMC）的核心和GMC信封的湍流压缩，GMC核心的形成在一个最初的超临界状态，和压缩诱导的触发分散GMC信封。恒星形成的时间尺度相关的经典问题得到解决：高分子分数，低效率，CO和HCN的消耗时间长，快速GMC核心中断和缺乏一个稳定的核心，长的绝对但短的相对时间尺度与加速恒星形成，和原恒星的缓慢运动。我们考虑了电离分数、宇宙射线电离率和密度大于~10^5 cm^{-3}的各种尘埃性质的密度依赖性变化对坍缩的刺激。我们倾向于亚临界GMC超新星的标准模型，并认为如果不是GMC核心中快速恒星形成的破坏，它们将是长寿的。GMC的生命周期由哈勃遗产图像M51的螺旋臂部分说明，显示了GMC形成，恒星形成，GMC中断与延迟触发恒星形成，以及信封分散。在旋臂尘埃带和恒星形成之间没有延迟;经典的概念是由于尘埃带中的大量灭绝和在云扩散过程中触发的恒星形成。不同模式的恒星形成的IMF的差异被认为是。
2007-07-16 astro-ph
Amplification of Primordial Magnetic Fields by Anisotropic Gravitational Collapse
如果磁场被冻结在一个受到球形压缩的等离子体中，那么磁场B根据B \propto ρ^{2/3}随等离子体密度ρ变化。然而，在宇宙学密度扰动的引力坍缩中，准球形演化是非常不可能的。在各向异性坍缩中，磁场可以是比各向同性情况下陡得多的气体密度的函数。我们利用Zel'dovich近似研究了高斯初始涨落引起的实际引力坍缩中放大率的分布。用B \propto ρ^α形式的关系表示我们的结果，我们表明，即使在磁场和主坍缩方向之间没有初始相关性的情况下，α的中值也可以远大于球形坍缩产生的α=2/3。这些分析论证有助于理解数值模拟的结果。
2005-08-17 astro-ph
Relativistic Hydrodynamics in Close Binary Systems: Analysis of Neutron-Star Collapse
我们讨论了最近在（3+1）维广义相对论流体动力学数值模拟中观察到的导致中子星压缩和坍缩的基本相对论物理。我们表明，压缩是由速度依赖的相对论流体动力学项，增加了自引力的恒星。它们也产生相对于双星的共转坐标系的流体运动。我们提出的数值和分析结果证实，这些条款是微不足道的均匀平移或流体动力学时，被约束为刚性共转。然而，当流体动力学是不受约束的，中子星流体松弛到一个压缩的非同步状态，几乎没有净内禀自旋相对于遥远的观察者。我们还表明，潮汐减压效果是远远小于速度依赖的压缩条款。我们讨论了为什么最近几次尝试分析这种效果与约束流体力学或潮汐力的分析没有观察到压缩。我们认为，一个独立的测试，这必须包括无约束的相对论流体动力学足够高的顺序，所有相关的速度依赖项和它们可能的取消。
1998-05-21 astro-ph gr-qc
Analysis of the Quiescent Low-Mass X-ray Binary Population in Galactic Globular Clusters
利用钱德拉或XMM X射线观测，利用它们的软热谱，在几个球状星团中发现了含有中子星的静止低质量X射线双星（qLMXB）。我们报告了这些集群中qLMXB群体的完整普查，在NGC 6440中确定了另外三个可能的qLMXB。我们对qLMXB总体进行了几次分析，并将其与较硬的主要是CV的低光度X射线源总体进行了比较，其亮度为10^31<L_X<10^32.5尔格/秒。我们的qLMXB样品的径向分布表明，平均系统质量为1.5^{+0.3}_{-0.2} Msun，与中子星和低质量伴星一致。光谱分析表明，没有球状星团qLMXB，在NGC 6440的瞬态以外，需要一个额外的硬幂律分量，经常在现场qLMXB观察。我们确定了球状星团qLMXB的经验光度下限为10^32尔格/秒。qLMXBs的热光度范围意味着（在布朗和合作者的深地壳加热模型中）低的时间平均质量传递速率，低于盘稳定性标准。NGC 6397和47 Tuc中单独CV群的X射线发光度函数显示出不同。qLMXB在球状星团中的分布与它们通过潮汐捕获或交换相遇的动力学形成是一致的，这使我们能够估计球状星团中的qLMXB比明亮的LMXB多7倍。较硬源（主要是CV）的分布对密度的依赖性比qLMXB的依赖性弱。最后，我们讨论了核心坍缩和球状星团破坏对X射线源布居的可能影响。
2003-05-22 astro-ph
The Compression of Dark Matter Halos by Baryonic Infall
暗物质晕的初始径向密度分布是由分层结构形成情景中的引力坍缩形成的，并且随着重子冷却并沉降到晕中心而受到进一步的压缩。我们在这里描述了一个明确的实现算法，最初开发的杨，计算的密度分布的变化作为结果的绝热降落在一个球形晕模型。具有随机运动的晕比忽略随机运动的晕更能抵抗压缩，这是广泛采用的简单方法的一个关键弱点。杨氏算法的结果与N体模拟的密度分布非常一致。我们展示了如何可以应用该算法来确定真实星系的原始未压缩晕，这一步必须小心计算，以便能够与LCDM等理论的理论预测对抗。
2005-07-26 astro-ph
Magnetically-Regulated Fragmentation Induced by Nonlinear Flows and Ambipolar Diffusion
我们提出了一个参数研究的模拟碎片调节重力，磁场，双极扩散，和非线性流动。薄板近似采用周期性的横向边界条件，和非线性流场（“湍流”）被允许自由衰减。与文献中先前的结果一致，我们的研究结果表明，失控崩溃（第一颗星的形成）在亚临界云的发病显着加速的非线性流动中，一个大规模的波模式占主导地位的功率谱。此外，我们发现，在所有尺度上具有相等能量的功率谱也会加速崩溃，但数量较少。对于一个在最大尺度上具有最大能量的高超阿尔文初速度场，在初始压缩波期间，坍缩迅速发生。然而，对于trans-Alfvenic扰动，亚临界磁场导致从初始压缩反弹，并且系统在失控崩溃发生之前经历了几次振荡。经历迅速坍缩的模型在核心边界处具有高度超音速的下落运动。具有跨阿尔芬初始扰动的磁次临界模型中的核心也通过继承与磁驱动振荡相关的运动来获得显着的系统速度。核心质量分布比小振幅初始扰动的模型要宽得多，尽管由于非线性流动而形成的核心扰动结构并不能保证随后的整体崩溃。我们的模拟还表明，显着的功率可以（如果存在的话，最初）保持在大规模的压缩模式的磁性薄片，在完美的磁通冻结的限制，可以忽略不计的耗散。
2009-01-14 astro-ph
MHD Turbulence in Star-Forming Clouds
我们回顾如何超音速湍流既可以防止和促进崩溃的分子云成恒星。首先，我们表明，衰减湍流不能显着延迟崩溃的条件下，典型的分子云，无论磁场强度，只要该领域不支持云磁流体静力学。然后，我们审查可能的驱动程序，并检查驱动超音速和transAlfvénic湍流的模拟，最后包括自引力的影响。我们的初步结果表明，虽然湍流可以支持区域对抗引力坍缩，但与所需速度相关的强压缩往往会促进局部凝聚的坍缩。
1999-11-03 astro-ph
Self-similar collapse with cooling and heating in an expanding universe
我们推导了Einstein deSitter宇宙中包含冷却和加热的自相似解，并研究了冷却和加热对气体密度和温度分布的影响.我们假设冷却速率与气体密度和温度$Λ$ $\propto$ $ρ^{A}T^{B}$呈幂律关系，加热速率为$Γ$ $\propto$ $ρT$。通过要求冷却时间与哈勃时间成比例来选择$A$和$B$的值，以便获得相似性解。在冷却速率大于加热速率的区域中，建立冷却流入，并且气体被压缩和加热。由于内部区域的压缩比外部区域大，因此温度变成朝向中心增加的曲线。特别地，当由于巨大的能量损失而产生大的下落速度时，密度的斜率接近取决于$A$、$B$和速度斜率的值，并且温度的斜率接近$-$ 1。另一方面，在加热速率大于冷却速率的区域中，下降速度被抑制，气体的压缩减弱，并且气体冷却。密度的斜率由于收缩的抑制而变浅，并且温度低于没有加热的温度。本文提出的自相似坍缩模型，揭示了冷却和加热对星系和星系团中气体分布的影响。
2003-11-05 astro-ph
Highly Compressible MHD Turbulence and Gravitational Collapse
我们研究了高度可压缩湍流的性质及其产生自引力结构的能力。可压缩性由有效多变指数gama-eff参数化。在小gama-eff的极限下，激波处的密度跃变为e^{M^2}的量级，非线性项产生的涡量似乎可以忽略不计。在存在自引力的情况下，我们认为当gama-eff < 2（1-1/n）时，湍流可以产生束缚结构，其中n是湍流压缩的典型维数。我们表明，通过数值模拟，对于足够小的伽马效应，小尺度湍流密度波动最终崩溃，即使介质是全球稳定的。在超临界质量通量比的磁场存在下，该结果得以保持。
1997-04-30 astro-ph
Massive Star Forming Regions: Turbulent Support or Global Collapse?
我们提出了初步的数值证据表明，在高质量的恒星形成区域的物理条件，可以从全球引力下降，速度色散主要是由下降运动，而不是随机湍流。为此，我们研究了在扩散原子ISM中的一个致密的云的形成，演变和随后的崩溃的数值模拟中出现在中央崩溃的区域中的团块和核心。团块的大小为$\sim 1$ pc，质量为几百$M_\odot$，三维速度分散度为$\sim 3$ km s $^{-1}$，与此类结构的典型观测值一致。团块分解成大小为$\sim 0.1$ pc、密度为$\sim 10^5$、质量为2-300 $M_\odot$的大质量核心，这些量的分布峰值与最近对天鹅座X分子云复合体的调查中的大质量核心样本相同。虽然是初步的，这些结果表明，大质量恒星形成的团块可能处于全球引力坍缩状态，而不是在强湍流支持下的平衡状态。
2008-02-09 astro-ph
Deuterated Ammonia in Galactic Protostellar Cores
我们报告的调查\nh 2D对原恒星的核心在低质量的恒星形成和静止区域的银河系。32个观测源中有23个具有显著的（$\gsim 5σ$）\nh二维发射。离子-分子化学优先增强分子中的氘，使其高于\scnot{1.6}{-5}的宇宙学值，足以解释这些丰度。NH 2D/NH3比率对0类来源产生的信息“化石残留物”从之前的时代开始的核心崩溃和恒星形成。我们比较我们的观察与预测的气相化学网络。
2001-03-16 astro-ph
Axisymmetric simulations of magneto--rotational core collapse: dynamics and gravitational wave signal
我们已经进行了全面的参数研究的崩溃旋转，强磁化的恒星核心轴对称，以确定其引力波签名的基础上爱因斯坦四极公式。我们使用牛顿显式磁流体动力学欧拉代码的基础上松弛TVD方法的理想MHD方程的解决方案，并应用约束传输方法，以保证发散-自由演化的磁场。我们忽略中微子输运的影响，采用简化的状态方程。坍缩前的初始模型是处于旋转平衡的多面体，具有规定的微分旋转度和旋转能（约为引力能的1%）。初始磁场是纯极向的，场强范围为10 ^10 G到10 ^13 G。核心的演化是通过将气体压力降低一个规定的量来启动的，直到核心反弹后的几十毫秒。初始磁场主要通过芯的差动旋转放大，从而产生强的环向场分量。极向场分量在坍缩过程中因压缩而增长，但在地核反弹后没有显著变化，如果（略）
2006-02-08 astro-ph
Starbursts from strong compression of galactic molecular clouds due to the high pressure of the intracluster medium
我们证明了热的团内介质（ICM）的高压可以触发螺旋星系中分子云的崩溃，导致云中恒星形成的爆发。我们的流体动力学模拟表明，ICM的高气体（冲压压力和静态热）压力在短时间尺度（$\sim$ $10^{7}$ yr）内强烈压缩自引力气体云，大大增加了中心气体密度，从而导致云内有效的恒星形成。星云中的恒星形成了一个紧密的、受引力束缚的星团。在这样一个云的恒星形成效率被发现依赖于ICM的温度和密度和相对于它的星系的相对速度。基于这些结果，我们讨论了在遥远的星系团中观察到的星暴/poststarburst人口的起源，恒星形成的星系合并集群的增强，和孤立的紧凑的HII区最近发现的室女星系团。
2003-08-15 astro-ph
Molecular Cloud Turbulence and Star Formation
我们回顾了湍流分子云（MC）的性质，重点是影响恒星形成（SF）的物理过程。MC的形成似乎发生在大规模的压缩弥漫ISM驱动的超新星，磁旋转不稳定性，或在星系盘的恒星和气体的引力不稳定性。压缩产生湍流，其可以加速分子产生并产生观察到的形态。然后，我们回顾MC湍流的性质，包括观察到的团块和核心的密度增强，磁场结构，驱动尺度，观察到的标度关系的关系，以及与气体热力学的相互作用。我们认为，MC核心是动态的，而不是准静态的，对象相对较短的寿命不超过几个百万年。我们回顾了它们的形态，磁场，密度和速度分布，和维里预算。接下来，我们讨论MC湍流如何控制SF。在全球尺度上，湍流阻止了云的整体坍塌;在小尺度上，它促进了局部坍塌。我们讨论了它对SF效率的影响，并批判性地考察了团块质量分布与初始质量函数之间可能的关系，然后转向坍缩过程中角动量的重新分布以及它如何决定恒星系统的多重性。最后，我们讨论了致密星团中原恒星之间动力学相互作用的重要性，以及这些原恒星的电离和风对周围云的影响。我们的结论是自引力和湍流的相互作用控制MC的形成和行为，以及核心和恒星的形成过程中。
2006-03-14 astro-ph
Formation of central massive objects via tidal compression
对于一个密度不是太尖锐的峰值向中心，当地的潮汐场成为压缩在所有三个方向。然后，可用的气体可以坍缩，在中心形成一个恒星群，包括甚至被中心的黑洞所控制。我们表明，在一个广泛的（deprojected）Sersic配置文件中的球形潜力，潮汐力是压缩在一个区域内，其中包括大部分的相应的光观察到的核集群在晚型和早型星系。在这样的模式中，当相对较大的Sersic指数n >= 3.5时，引潮力几乎在任何地方都变得具有破坏性。我们还表明，一个中心的大质量物体（CMO）的质量需要删除所有的径向压缩潮汐力的比例线性与宿主星系的质量。如果CMO形成于n ~ 1的（祖先）星系中，我们预测质量分数为~ 0.1- 0.5%，与核团和超大质量黑洞的观测结果一致。虽然我们发现潮汐压缩可能驱动星系中CMO的形成，但在星系团的中心区域和更大尺度上，破坏性潮汐力可能有助于阻止气体冷却。
2007-10-18 astro-ph
Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
在原始陨石形成时存在短寿命放射性同位素（SLRI）如$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的宇宙化学证据要求这些同位素在大质量恒星中合成，然后在$\sim 10^6$年内并入陨石。长期以来，人们一直假设超新星冲击波将SLRI输送到太阳系前的致密云核心，引发云的坍塌，并注入同位素。以前的数值计算表明，当激波和稠密云核假定在$\sim 10$ K下等温时，这种情况是合理的，但当压缩加热到$\sim 1000$ K时，这种情况就不合理了。我们在这里首次表明，当计算与FLASH2.5自适应网格细化（AMR）流体动力学代码，20公里/秒的冲击波确实可以触发崩溃的1 $M_\odot$云，同时注入冲击波同位素到崩溃的云，提供冷却的分子种类，如H $_2$ O，CO $_2$，和H $_2$包括在内。这些计算意味着超新星触发假说是在太阳系形成期间提供SLRI的最可能机制。
2008-09-18 astro-ph
Star Formation: Lessons from Taurus
金牛座分子云复合体是静止、低密度、孤立恒星形成的范例。然而，它的恒星星族的年龄分布表明，恒星的形成是一个快速和动态的过程，与磁力控制的原恒星云坍缩的旧图像不一致。相反，金牛座恒星的形成方式似乎与其他高密度恒星形成区域的快速云形成和扩散相一致。我认为金牛座星云是由星际介质中原子气体流的碰撞迅速形成的，恒星的形成紧随其后。
2000-01-07 astro-ph
