The Birth of High Mass Stars: Accretion and/or Mergers?
探索了合并情景对大质量恒星形成的观测结果，并与吸积引起的质量逐渐积累进行了对比。原恒星合并可能会产生持续数年至数世纪的高光度红外耀斑，随后合并产物的开尔文-亥姆霍兹时间尺度上的光度下降。合并可能包围着厚厚的环面膨胀的碎片，脉冲广角流出，和冲击诱导脉泽和无线电连续辐射。碰撞产物预计有快速的恒星旋转和大的多重性分数。近距离相遇或合并将产生拱星碎片盘，其方向与先前存在的盘不同。两颗靠近IMF高质量端的恒星极其罕见的合并可能是超新星产生伽马射线爆发的可能途径。虽然吸积生长可以导致孤立或松散的星团中形成大质量恒星，但合并只能发生在高密度的星团环境中。有人提出，猎户座分子云中OMC 1核心的外流是由不到一千年前的原恒星合并产生的，该合并在$10^{48}$和$10^{49}$尔格之间释放。
2005-02-23 astro-ph
Mergers and Mass Accretion Rates in Galaxy Assembly: The Millennium Simulation Compared to Observations of z~2 Galaxies
最近对z~2的紫外/光学选择的大质量恒星形成星系的观测表明，重子质量聚集和恒星形成历史主要是由气体的持续快速吸积和内部长期演化所控制，而不是由主要的合并所控制。我们使用千年模拟建立新的晕合并树，并提取晕合并分数和质量吸积率。我们发现，即使没有发生重大合并的晕，质量吸积率也足以解释在z~2盘中观察到的高恒星形成率。另一方面，千禧年模拟中主要合并的比例足以说明亚毫米星系（SMG）的数量，以支持这些是主要合并的观测证据。当追踪千禧年模拟中这两个群体到z = 0的命运时，我们发现随后的合并并不足够频繁，不足以将所有z~2湍流盘在z = 0时转化为椭圆星系。同样，合并不能将z~2的致密SMG/红序星系转化为z = 0的大质量椭圆星系团。因此，我们认为，长期和内部的演化必须发挥重要作用的z~2 UV-/光学和亚毫米选择星系人口的演变。
2008-08-01 astro-ph
Fallback accretion in the aftermath of a compact binary merger
最近对长时间和短时间的伽马射线暴的观测揭示了一种令人费解的X射线活动，在某些情况下，这种活动在爆发后持续了几个小时。很难将这样的时间尺度与吸积盘能够提供的粘性时间尺度相协调。在这里，我讨论吸积活动预计从发射到偏心的材料，但在一个紧凑的二元合并引力约束轨道。从一个简单的分析模型，时间尺度和吸积光度，导致回落后的一个紧凑的双合并。在所考虑的质量范围内，双中子星双星在它们的回落光度上是相对均匀的。中子星黑洞系统在其回退行为中表现出更大的范围。虽然该模型过于简单，无法预测回退的详细时间结构，但它可以合理预测回退的总体属性。在合并后约一小时，回退吸积光度仍然可以达到$\sim 10^{45}$ erg/s，其中一小部分将转化为X射线。X射线光度的大尺度振幅变化可能是由引力碎裂引起的，对于高离心率的回落，这应该比在吸积盘中更容易发生。
2007-01-16 astro-ph
The Growth of Dark-Matter Halos. The Effects of Accretion and Mergers
高分辨率的宇宙学N体模拟表明，暗物质晕的密度分布在分层宇宙演化是普遍的，低质量的晕通常比更大质量的密度。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小的天体的早期形成。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。我们发现晕的特征密度和尺度半径基本上分别与宇宙的临界密度和形成时的维里半径成正比。这两种关系与下面简单的进化图景是一致的。剧烈的弛豫所造成的主要合并重新安排的结构晕导致一个普遍的无量纲密度分布。在主要的合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持中心部分稳定，只有当宇宙的临界密度减小时才扩大它们的维里半径。
1998-10-13 astro-ph
Neutron-Rich Freeze-Out in Viscously Spreading Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
在黑洞-NS双星和中子星-NS双星的合并过程中，形成了质量约为0.001-0.1 Msun的吸积盘。最初，这样的超吸积盘冷却有效的中微子发射和他们的组合物是驱动的对简并条件下捕获的中子丰富。然而，随着磁盘粘性扩散和它的温度下降，冷却变得低效和磁盘成为平流。分析论证和数值模拟表明，一旦发生这种情况，强风可能会赶走大部分磁盘的剩余质量。我们用一维高度积分模拟计算了致密天体合并形成的粘性扩散吸积盘的热演化和核成分。我们表明，冻结出弱平衡必然伴随着磁盘的后期过渡到平流状态。因此，超吸积盘通常冻结出富中子（电子分数Ye ~ 0.2-0.4），并且它们的后期流出强烈合成稀有的富中子同位素。利用太阳系中这些同位素的丰度测量值，我们将银河系中致密天体的合并速率限制为<1 e-5（M_d，0/0.1 Msun）^（-1）/年，其中M_d，0是吸积盘的平均初始质量。因此，要么NS-NS合并率处于当前估计的低端，要么典型合并期间产生的平均盘质量<< 0.1 Msun。我们还指出，如果大多数短持续时间的伽马射线暴（GRB）是由致密天体并合产生的，那么它们的聚束率必须超过f_b ~ 0.13（M_d，0/0.1 Msun），对应于喷流半张角> 30（M_d，0/0.1 Msun）^（1/2）度。这与其他证据一致，即短持续时间的伽玛射线暴流出比长持续时间的伽玛射线暴流出的准直度更低。
2008-12-13 astro-ph
Merger vs. Accretion and the Structure of Dark Matter Halos
在各种各样的宇宙演化的层次聚类的高分辨率N体模拟表明，密度分布的暗物质晕是普遍的，与低质量的晕密度比他们更大的同行。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小天体的早期典型形成时间。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。这样的晕形成时间的计算通过修改的扩展的Press & Schechter形式主义，其中包括一个现象学的前沿，Delta_m，微小的和显着的相对质量捕获之间的合并和吸积之间的区别。当Delta_m=0.6时，我们证实晕的特征密度与其形成时宇宙的平均密度基本成正比。然而，相对于临界密度的比例性对于开放宇宙产生了稍微好一点的结果。此外，我们还发现晕的尺度半径也基本上正比于它们形成时的维里半径。我们表明，这两个关系是符合以下简单的情况。剧烈的弛豫引起的合并重新安排的结构晕导致相同的密度分布与无量纲的特征密度和尺度半径的普遍值。在合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持其中心部分稳定，并随着宇宙临界密度的减小而扩大其维里半径。
1997-12-05 astro-ph
The Survival of The Core Fundamental Plane Against Galactic Mergers
我们发展了一种有效的模拟方法，并将其应用于极密次级伴星与稀薄初级伴星的吸积问题。我们研究了不同光度比的物体的吸积，假设星系中心部分的质量分布随光的变化，从椭圆星系的核心基本平面绘制大小和密度。结果表明，在合并与质量比大于10，较小的物体只剥离到最高密度遇到的主要在吸积过程中。因此，核心基本面的形式表明，这些星系中心的质量分布与光分布不同，或者核心基本面上的合并需要的不仅仅是可见恒星的动力学。
1998-11-14 astro-ph
A Broad Search for Counterrotating Gas and Stars: Evidence for Mergers and Accretion
我们测量了从近场星系巡天中抽取的67个星系样本中的大体积气体-恒星反旋频率。近场星系巡天是一个具有广泛代表性的对局部星系群的巡天，最低可达M_B-15。我们在17个E/S 0中检测到4个反向旋转器，其气体排放延长（24% ± 8 - 6）。相比之下，我们没有发现明确的例子，大量的反旋转之间的38个SA-SBC螺旋，虽然一个SA没有显示出特殊的气体运动学。这一结果表明，在95%置信度下，不超过8%的Sa-Sbc螺旋是整体反向旋转。在Sc型和以后的类型中，我们只确定了一种可能的反旋体，即麦哲伦不规则星云。我们使用这些结果与反旋子的物理性质一起来限制这种现象的可能起源。
2000-09-15 astro-ph
Nonthermal Emission from Accreting and Merging Clusters of Galaxies
我们比较了非热辐射从星系团进行小合并（“accreting”集群）和主要合并（“merging”集群）。对于吸积团簇，还计算了团簇中非热辐射的径向分布。相对论电子，这是通过逆康普顿（IC）和同步辐射任务的非热辐射的起源，被假定为加速吸积或合并产生的冲击。我们估计的典型吸积率和合并概率根据层次聚类模型。我们发现吸积和合并星系团的IC辐射的总光度是相似的。另一方面，前者的同步辐射亮度远小于后者。我们发现，大约10%的集群在z~0应该有硬X射线和无线电非热辐射，由于他们的最后一个主要的合并，这是可比的或占主导地位的，由于正在进行的吸积。此外，20-40%的集群应该由于它们的最后合并而具有显著的EUV发射。我们还调查的情况下，合并的标准放宽。如果我们把合并的定义扩展到较大的子星系团的质量至少增加了初始质量的10%，那么即使在低密度宇宙中，在z~0处也应该有大约20-30%的星系团由于合并而产生硬X射线和射电非热辐射。我们将结果与观察结果进行比较。我们发现，观察到的EUV辐射从集群是不归因于吸积。如果在星系团中观察到的漫射射电发射是通过吸积或合并加速的电子的同步辐射，那么星系团的磁场通常小至~0.1 μ G。
2001-08-22 astro-ph
The angular momentum of dark halos: merger and accretion effects
我们提出了暗物质晕角动量演化的新结果。从N体模拟中得到的晕，根据它们的质量增长历史被分为两类：吸积类包含质量连续平稳变化的晕，而合并类包含质量突然显著变化的晕（每个事件的质量大于初始质量的1/3）。我们观察到角动量的增长，它继续以及进入非线性制度，它与质量增长，它发生在两个阶段：一个快速其次是一个缓慢的阶段。对于吸积目录，自旋参数随时间减小，而对于合并目录，自旋参数随时间略有增加，但当两个目录一起考虑时，自旋参数不发生变化，而且自旋参数不依赖于晕质量或宇宙学模型。我们还开发了一个简单的模型来形成类似于银河系的盘状星系，并得出结论，我们自己的光环必须捕获卫星才能获得所需的角动量并实现z ~ 1.6附近的大部分盘状星系。角动量分布表明，在z ~ 1.6只有22%的晕的角动量的大小相当于在太阳质量的$(0.1-5)*10^{11}$的质量范围内的盘星系，显然不足以解释目前观察到的这些对象的丰度。
2003-11-06 astro-ph
Cosmological black hole spin evolution by mergers and accretion
利用最近黑洞合并的数值相对论模拟结果，我们回顾了以前的宇宙学黑洞自旋演化的研究。我们表明，合并是不太可能产生大的自旋，除非合并孔的自旋与轨道角动量的对齐是非常有效的。我们分析了自旋演化在三个特定的情况下：（1）自旋演化只通过合并，（2）自旋演化通过合并和延长吸积插曲，（3）自旋演化通过合并和短暂的（混沌）吸积插曲。我们研究了不同的诊断方法如何区分这些进化场景，评估引力波测量和X射线光谱的鉴别能力。引力辐射可以产生三种不同类型的自旋测量，分别产生合并前双星螺旋中两个黑洞的自旋，合并残余物的自旋（如在衰荡波中编码的），以及紧凑物体的极端质量比螺旋（EMRI）期间“单个”黑洞的自旋。后者的自旋布居也可以用铁谱线测量。我们计算和比较这些不同的观测相关的自旋分布。如果磁力线测量和EMRI的引力波观测只产生无量纲自旋j=J/M^2>0.9，那么长时间的吸积应该是上旋的原因，而混沌吸积的情况是非常不可能的。如果整个低红移黑洞中只有一小部分快速旋转，那么双星合并过程中的自旋对齐（而不是长时间的吸积）可能是导致自旋上升的原因。
2008-05-27 astro-ph gr-qc
Equal- and unequal-mass mergers of disk and elliptical galaxies with black holes
我们提出了不同的质量比和不同的祖先形态的双星星系合并模拟。这些模拟包括富气盘合并（Sp-Sp）、早型星系和盘合并（E-Sp，混合合并）以及早型星系合并（E-E，干合并）。我们遵循气体，恒星和暗物质的动力学，包括辐射冷却，恒星形成和黑洞（BH）吸积。对于Sp-Sp合并，随着母体质量比的增大，恒星形成速率和BH吸积速率的峰值减小，中心黑洞和新形成恒星的生长时间尺度增大. BH吸积速率的峰值通常发生在BH合并后不久的时间为低祖质量比（例如3：1和更低），而对于较高的祖质量比有没有明确的BH吸积速率峰值和BH合并时间之间的相关性。在盘合并中，BH反馈导致的恒星形成的终止对于更高的祖先质量比（例如3：1或更高）来说是不那么重要的。此外，BH反馈的加入有效地抑制了干E-E合并和混合E-Sp合并中的恒星形成。所有的合并残留物，与它们的祖先无关，都遵循观测到的中心BH质量与恒星速度色散M_BH-σ、核球质量M_BH-M_* 和核球结合能M_BH- M_{*} σ ^[2]之间的关系，而散射的主要来源是初始气体质量分数的变化。所有关系式的归一化以及M_BH-σ和M_BH- M_{*} σ ^2关系式的模拟斜率与观测值吻合得很好，而M_BH-M_* 关系式的模拟斜率比观测值略陡。（节略）
2008-09-10 astro-ph
Time-Dependent Models of Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
我们提出的时间依赖性模型的吸积盘紧凑的物体合并过程中产生的，集中在能量可从吸积在后期的磁盘和它的流出物的组成。我们计算的动力学附近的外边缘的磁盘，其中包含了大部分的质量，并设置到中央黑洞的吸积率。这使我们能够在比目前的流体动力学模拟更长的时间尺度上跟踪演变。在晚些时候，盘变成平流，其性质渐近于吸积率为dM/dt ~ t^（-4/3）的自相似解（忽略流出）。原则上，这种晚期吸积可以提供足够的能量来为从一些短持续时间的伽马射线暴（GRB）中观察到的晚期活动提供动力。然而，由于在平流阶段的外流解开了大部分剩余的质量，这是很难的残余磁盘单独产生显着的吸积功率远远超过平流阶段的开始。除非粘度很低（α ~ 1 e-3），否则这发生在观测到的~ 30 s耀斑开始之前;因此，持续的质量流入似乎需要解释短伽玛暴的后期活动。我们表明，磁盘冻结的组成相对丰富的中子（电子分数叶~ 0.3）。大约1 e-2 Msun的这种富含中子的物质在后期被风喷射出来。在早期，中微子冷却阶段的吸积，中微子照射的磁盘产生风与叶~ 0.5，合成最多~ 1 e-3 Msun的镍56。我们强调什么条件有利于镍56生产和预测，在最好的情况下，光学和红外瞬变峰值约0.5-2天后爆发，通量的一个因素约10低于目前的观测极限。
2008-07-31 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
Binary systems and stellar mergers in massive star formation
我们提出了一个高质量的近距离双星系统的形成模式，在形成大质量恒星的背景下，通过气体吸积在中心的星团。一个低质量的宽双星在质量吸积的作用下向高质量的密近双星演化，达到30-50太阳质量的系统质量，间距为1天文单位。由此产生的具有两个大质量分量的双星系统的高频率与观测结果一致。这些系统通常是高度偏心的，并且可能演化成近星点间距小于恒星半径。因此，这些双星系统的合并可能会导致最大质量恒星的形成，从而避免辐射压力阻止吸积的问题。引发双星合并所需的恒星密度是每立方秒差距100万颗恒星，或约为恒星直接碰撞所需的1%。
2005-06-28 astro-ph
New Techniques for Relating Dynamically Close Galaxy Pairs to Merger and Accretion Rates : Application to the SSRS2 Redshift Survey
我们引入了两个新的对统计，这与密切的星系对的合并和吸积率。我们证明了纠正这些（和其他）配对统计的重要性，选择效果相关的样本深度和完整性。特别是，我们强调了使用通量限制调查可能导致的严重偏差。第一个统计量表示为N_c，它给出了每个星系在一定绝对星等范围内的伴星数目。N_c与星系合并率直接相关。第二个统计量称为L_c，给出了每个星系的伴星的总光度。这个量可以用来研究质量吸积率。N_c和L_c都与星系的关联函数和光度函数直接相关。我们概述的技术，占各种选择效果，并证明了这种方法使用蒙特卡罗模拟的成功。如果假设聚类与光度无关（这适用于光度的合理范围），那么这些统计数据可以应用于通量限制的调查。这些技术被应用到一个样本的5426个星系的SSRS 2红移调查。使用密合动力学对，我们发现在z=0.015时，N_c（-21<M_B<-18）= 0.0226+/-0.0052和L_c（-21<M_B<-18）= 0.0216+/-0.0055 10^{10} h^2 L_sun。这是low-z紧密对统计量的第一个安全估计。如果N_c与红移保持不变，简单的假设意味着，约6.6%的-21<M_B<-18的星系在z=1之后经历了合并。当应用于更遥远星系的红移测量时，这些技术将产生第一个对星系合并和吸积速率演化的可靠估计。[摘要]
2000-01-21 astro-ph
Merging White Dwarf/Black Hole Binaries and Gamma-Ray Bursts
致密双星的合并，特别是黑洞和中子星的合并，经常被用来解释伽马射线暴（GRB）。本文对相对被忽视的白矮星与黑洞合并进行了三维流体动力学模拟。在合并的过程中，白矮星被潮汐破坏并剪切成一个吸积盘。随后发生核反应，能量释放可忽略不计。最大的吸积速率约为0.05 Msun/s（对于质量较低的白矮星来说要小一些），持续时间约为一分钟。许多磁盘参数可以解释一个简单的分析模型，我们推导出并比较我们的模拟。该模型可用于预测本文未模拟的白矮星和黑洞（或中子星）质量的吸积率。虽然这里研究的合并产生的盘具有更大的半径，比双中子星合并产生的盘具有更长的吸积时间，但合并恒星质量的更大部分成为盘的一部分。因此，白矮星和黑洞的合并可以产生长时间的伽玛暴。这些合并事件的发生率可能高达每银河系百万分之一。
1999-01-29 astro-ph
A Merger Origin for X-Structures in S0 Galaxies
利用数值模拟，我们研究了盘状星系对低质量伴星系合并的响应。当盘星系的伴星吸积时，盘星系会在伴星的扰动下形成一个强棒。在吸积事件结束后，由于弯曲不稳定性，棒垂直弯曲，将盘物质送出盘平面。当从侧面观察时，这些物质形成了X形特征，在形态上类似于在几个S 0/Sa星系中观察到的X结构。这里所描述的机制联合以前建议的吸积和酒吧不稳定性的假设，形成X-结构到一个自洽的方案合并诱导的形成和演化的S 0星系。为了补充这些模型，我们还提出了奇特的S 0星系希克森87 a的观测。合并模型中描述的厚盘、等照度线翘曲和强X结构在希克森87 a中都很明显，这表明这个星系可能是这种合并引起的星系演化的一个很好的例子。
1995-04-26 astro-ph
r-Process Nucleosynthesis in Hot Accretion Disk Flows from Black Hole - Neutron Star Mergers
我们考虑热吸积盘流出黑洞-中子星合并的背景下，他们产生的核合成。我们从一个黑洞-中子星合并的三维数值模型出发，计算了从合并产生的吸积盘中发射出的中微子和反中微子通量。然后，我们按照元素合成的材料流出磁盘沿参数化的轨迹。我们发现，至少产生一个弱r-过程，在某些情况下，以及一个主r-过程。产生r-过程核所需的富中子条件直接来自于圆盘发射的中微子与流出物中的自由中子和质子的相互作用。
2008-06-25 astro-ph nucl-th
Termination of star formation by BH feedback in equal- and unequal-mass mergers of disk and elliptical galaxies
我们提出了二元星系合并模拟的气体丰富的磁盘（SP-SP），早期型星系和磁盘（E-SP，混合合并），合并早期型星系（E-E，干合并）具有不同的质量比和不同的祖形态。模拟包括辐射冷却、恒星形成和黑洞吸积以及相关的反馈过程。我们发现，对于Sp-Sp合并，随着母体质量比的增大，恒星形成速率和BH吸积速率的峰值减小，中心黑洞和新形成恒星的生长时间尺度增大.在盘合并中，BH反馈导致的恒星形成的终止对于更高的祖先质量比（例如3：1或更高）来说是不那么重要的。此外，BH反馈的加入有效地抑制了干E-E合并和混合E-Sp合并中的恒星形成。
2008-09-19 astro-ph
Resistive Magnetohydrodynamics of Jet Formation and Magnetically Driven Accretion
我们进行了2.5维的电阻磁流体动力学模拟研究磁扩散率的磁驱动质量吸积和喷流形成的影响。我们发现：（1）当归一化磁扩散率较小时，质量吸积和喷流的形成是间歇性的;（2）当扩散率为中等时，系统向准稳态演化;（3）当扩散率较大时，吸积/质量流出率随扩散率减小而趋于0.这些模拟结果表明，磁制动提供了一个质量吸积率，这是足以解释活动星系核的活动。
2000-11-08 astro-ph
The growth of galaxies in cosmological simulations of structure formation
我们利用流体动力学模拟研究了星系中重子组分是如何聚集的，着重讨论了合并和光滑吸积在~L_* 系统形成中的相对重要性。在我们的初步模拟中，模拟了一个以λ为主的冷暗物质宇宙的（50 \hmpc）^3共动体积，在我们的（64粒子）重子质量分辨率阈值M_c= 5.4 e 10 M_sun处，物体的空间密度对应于L~L_*/4的观测星系。超过这个阈值的星系通过吸积而不是合并获得大部分质量。在峰值质量增长的红移z~2处，吸积与合并的比例约为4：1。每个星系的平均吸积率从z=2时的~40 Msun/yr下降到z=0时的~10 Msun/yr，而合并率的峰值出现较晚（z~1），下降也较缓慢，所以到z=0时，两者的比率约为2：1。我们无法区分真正平滑的吸积与低于我们的质量分辨率阈值的天体合并，但推断我们测量的合并天体的质谱，dP/dM ~ M^a与a ~-1，意味着亚分辨率合并将增加相对较小的质量。在这些模拟中，全球恒星形成的历史追踪的是质量吸积速率，而不是合并速率。在低红移时，合并对星系的破坏与新系统的增长大致平衡，因此，尽管星系在星系水平上发生了显著的质量演化，但已解析星系的共动空间密度几乎保持不变。在z<~1时的合并率预测值与最近CFRS和hocC 2红移巡天中的密偶估计值一致。
2001-06-15 astro-ph
On the Detectability of Gamma Rays from Clusters of Galaxies: Mergers versus Secondary Infall
星系团中的粒子加速预计将发生在合并和吸积冲击。电子成分可以被激发到几个TeV的能量，并在宇宙微波背景中向上散射一小部分光子，直到伽马射线能量。我们在这里解决的问题，无论是在合并事件或在吸积的物质到集群势阱中产生的伽马辐射的可探测性。这些预测是专门针对GLAST和AGILE的情况，预计将检测到几十个星团，以及切伦科夫望远镜，然而，前景似乎并不乐观。
2003-06-18 astro-ph
Prompt Mergers of Neutron Stars with Black Holes
中子星与黑洞的合并被认为是短伽马射线暴的候选者。人们还研究了它们作为地面探测器可观测到的引力波源的潜力。为了这些目的，重要的是要知道在什么情况下这种合并会留下一个吸积盘或导致一个稳定的质量转移时期。我们表明，与最近的数值模拟相一致，预计中子星和黑洞之间的合并将是迅速的，没有吸积盘，没有稳定的质量转移，如果黑洞的质量大于中子星，并缓慢旋转。原因是，对于可比的质量，引力辐射的角动量损失会在最内层的稳定圆形轨道之外启动一个切入轨道，导致直接合并而不是延长的质量转移。即使当黑洞旋转迅速，精确地相对于轨道，我们表明，这是可能的，在目前的理解，没有吸积盘将在任何情况下形成，但解决这个问题将需要完全广义相对论数值模拟没有近似。
2005-05-05 astro-ph
Formation Rates of Black Hole Accretion Disk Gamma-Ray Bursts
虽然已经提出了许多关于伽玛暴的模型，但目前支持的模型都是基于恒星质量黑洞的形成和/或快速吸积。我们提出了人口合成计算这些模型使用Monte Carlo方法，其中许多不确定的参数，这样的计算是不同的。我们估计了每类模型的事件率以及在形成和突发产生之间具有显著延迟的那些模型的传播距离，即，双中子星（DNS）合并和黑洞-中子星（BH/NS）合并。为了合理地假设人口合成中的许多不确定性，我们计算了宇宙中每天的事件率：i）合并中子星：~100/天; ii）中子星黑洞合并：~450/天; iii）中微子：~ 10，000/天; iv）氦星黑洞合并：~1000/天; v）白矮星黑洞合并：~20/天。然而，这些数字的不确定性范围非常大，通常为两到三个数量级。这些速率还必须乘以任何相关的波束因子和采样分数（如果没有观察到整个通用模型集）。根据宿主星系的质量，一半的DNS和BH/NS合并将发生在距离星系中心60 kpc（对于银河系质量）到5 Mpc（对于质量可以忽略的星系）的范围内。由于延迟时间的存在，中子星和黑洞的合并将发生在红移0.5到0.8倍的其他类别的模型。信息仍然缺乏关于主机的短硬爆，但我们认为，它们是由于DNS和BH/NS合并，因此最终将被确定为位于星系外，并在一个更近的平均距离比长的复杂的爆发（我们归因于双星）。
1999-04-09 astro-ph
Bulge Building with Mergers and Winds
重力成簇和耗散气体过程都参与了球隆的形成。在这里，我们提出了一个简单的经验模型，通过可见的伴星系的引力吸积组装的隆起材料。假设合并导致恒星暴，我们表明，由此产生的风可以足够强大，他们自我调节吸积。一个准平衡吸积过程自然会导致膨胀密度和尺寸之间的柯门迪关系。风是否足够强和足够长的时间来创造准平衡，必须用观测来检验。为了说明模型，我们用它来预测代表性的参数依赖的恒星形成的历史。我们发现，膨胀建设活动的峰值附近的红移2，尾巴都较高和较低的红移。
1999-03-24 astro-ph
Bursting and Quenching in Massive Galaxies without Major Mergers or AGNs
我们模拟星系的球形气体吸积通过暗物质晕，维里冲击的发展。我们发现，一个统一的宇宙吸积变成一个快速变化的磁盘建设率。事件的一般顺序（休克-吸积大规模爆发和关闭：SAMBA）由四个不同的阶段组成：a）当晕低于临界质量Msh~10^12Mo时，持续的冷吸积; b）在~2Gyr时，气体供应的暂时性淬灭，一旦晕达到~Msh时开始，并产生一个快速膨胀的激波，c）由于~10^11Mo气体在0.5Gyr内的大挤压，当加热的气体冷却并加入新的下落气体时，会发生大规模的爆发; d）由于SAMBA晚期的暂时激波不稳定性而增强的长期停堆，这些SAMBA在z~2处淬灭，在z~1处爆发，并最终在今天的10^12- 13 Mo晕中淬灭。这些事件发生在重子质量为10^11Mo的星系中的所有红移处，并且涉及到这个质量的很大一部分。它们来自于相当平滑的吸积，或较小的合并，这与主要合并不同，可能会在快速建造的同时保持圆盘完整。早期爆发与观测到的z>~2时的最大星爆盘相匹配，预测存在于<~ 10^13 Mo晕中。晚期爆发类似于z<~1时的盘状LIRG。这种暂时的淬灭产生了大量的~ 10^11 Mo星系，它们在z~1-3处的恒星形成速率受到强烈抑制。预测的长期关闭导致成群的红色和死亡星系。在更大质量的星系团中，完全关闭需要额外的猝灭机制，这可能是由星系团吸积提供的。或者，SAMBA爆发可能触发活动星系核活动，耦合到Msh以…
2007-03-16 astro-ph
Compact Binary Mergers and Accretion-Induced Collapse: Event Rates
本文简要回顾了双星系统作为LIGO和LISA引力波发射源的问题。特别是我审查目前的估计相关的银河系事件率和预期的检测率的影响。我讨论的估计（一）合并的密切双星包含中子星或黑洞，（二）白矮星通过吸积诱导坍缩成中子星，（三）分离，但密切的双星包含两个白矮星。估计的相关不确定性和鲁棒性以及获得保守上限的方法都得到了解决。
1999-11-30 astro-ph gr-qc
The Shaping of the Red Rectangle Proto-Planetary Nebula
我认为，缓慢扩大的双锥结构的红矩形-星云周围的后渐近巨型分支双星系统HD 44179-可以形成间歇性的喷流吹吸积同伴。红色矩形星云明亮的双锥结构可以理解为由多个双环系统组成。在提出的成形过程中，伴星可以塑造环双星气体的几个过程之一，伴星从演化的质量损失恒星吹来的慢风中吸积质量。一个吸积盘形成，如果质量吸积大于临界值，两个喷流，或准直快风（CFW）吹。如果高质量损失率持续时间长，则形成双极叶。另一方面，如果质量损失率是间歇性的，在一个轨道周期内，慢风充满了一个区域，这个区域并没有超出双星系统太多，那么只有一小部分的双瓣结构形成，即环。我认为，这就是红色矩形的前身，在那里，间歇性的质量损失率增加导致了一个多双环系统的形成。
2004-09-14 astro-ph
Three-dimensional simulations of non-stationary accretion by remnant black holes of compact object mergers
采用欧拉PPM程序，利用伪牛顿引力势近似广义相对论，对非旋转和旋转恒星质量黑洞（BH）吸积环的随时间演化进行了三维流体动力学模拟.初始构型被假定为双中子星（NS）或NS+BH合并的残余物，并且由具有不同自旋的4太阳质量的BH组成，由质量在0.01和0.2太阳质量之间的环面包围。利用一个真实的状态方程，通过中微子捕获方案，模拟了由于中微子发射而引起的能量损失和轻子数变化，并计算了有和无物理剪切粘性时环面的演化.实验结果表明，中微子能量与时间的转换效率可达10%，中微子湮灭将中微子能量转换为双光子火球的转换效率可达几个百分点。后一个过程的速率随时间的下降比总中微子光度的下降要慢得多，因为环的质子化过程确保了中微子和反中微子光度的相当稳定的产物。中微子的辐射随粘度的增大、环质量的增大以及与环共转的BH自旋的增大而急剧增加。对于合并后黑洞的旋转速率（α> 0.5）和α粘度的合理值（α ~ 0.1），如果准直被调用的流体动力学喷流模拟预测，所考虑的环面释放足够的中微子能量来解释最近由Hete和Swift检测到的局部化良好的短伽马射线暴的能量。
2006-08-04 astro-ph
