Primordial Mass Segregation in Starburst Stellar Clusters
我们提出了一个模型来解释在致密和年轻的星暴星团中心部分观察到的质量分离和浅质量函数。该模型假设，最初的前恒星的核心质量函数所产生的原星团云的湍流破碎显着改变的核心合并之前，他们崩溃，形成恒星。适当的，但现实的参数，这个模型的基础上的核心合并和崩溃之间的竞争再现了研究拱集群的质谱。也就是说，在中间和高质量端的斜率再现，以及在6 M_sol观察到的特殊凸起。这种合并-坍缩过程发生在原星团云自由降落时间的四分之一量级的短时间尺度上（即，几个10^{4}年），这表明拱和类似的星团中的质量分离是原始的。最佳拟合模型表明，拱门星系团的总质量为1.45 × 10^{5} M_sol，这略高于经常引用的几个10^{4} M_sol的观测值，但完整性受到影响。导出的恒星形成效率约为30%，这意味着拱门星系团可能是引力束缚的。
2007-11-29 astro-ph
Nonthermal Emission from the Arches Cluster (G0.121+0.017) and the Origin of $γ$-ray Emission from 3EG J1746-2851
对银河系中心附近的拱门星团进行的高分辨率VLA观测表明，在$λ$ 3.6、6、20和90厘米处存在连续辐射。在$λ$ 90 cm处的连续发射特别引人注目，因为热源通常在较长波长处变得光学厚并且亮度下降，而非热源的亮度增加。有人认为，从这个独特的源的无线电发射具有紧凑和扩散组件产生的热和非热过程，分别。星团内的致密源来自质量损失恒星的恒星风（Lang，Goss & Rodriguez 2001 a），而弥散辐射可能是由于星团气流的碰撞激波，由于弥散激波加速而产生相对论粒子。我们还讨论了3EG J1746- 2851的$γ$射线发射可能是由于该星系团辐射场的逆康普顿散射引起的，该星系团位于3.3 $'$范围内。
2003-05-16 astro-ph
The Arches Cluster - Evidence for a Truncated Mass Function?
我们分析了高分辨率，自适应光学（AO）HK观测的拱门集群与NAOS/CONICA。在84 mas的空间分辨率下，聚类中心被唯一地分辨。从这些数据中，可以推导出拱的现今质量函数（MF），约为4 Msun。综合MF以及堆芯和第2个环形MF与6-7 Msun的转换一致。这种翻转表明拱门星团中中低质量恒星的严重枯竭，可能是由于其在银河系中心环境中的演化造成的。拱门MF代表了第一次解析观测到的星爆星团，表现出低质量的截断MF。这一发现有严重的影响，恒星星族合成河外星爆的建模，推导出的综合性能，如星团的总质量在稠密的环境中，低质量的残余物从星爆人口的生存，和化学富集在星爆阶段。
2005-06-23 astro-ph
The most massive stars in the Arches cluster
我们研究了一个由拱门星团中28颗最亮的恒星组成的样本。我们分析了VLT上的积分场谱仪SINFONI获得的K波段谱。用CMFGEN程序计算的大气模式被用来导出有效温度、光度、恒星丰度、质量损失率和风的终极速度。我们发现我们样本中的恒星要么是富氢的WN 7 -9星（WN 7 - 9 h），要么是O超巨星，其中两颗被归类为OIf+。所有恒星都有2-4百万年的历史。在最大质量的恒星中，有少量证据表明它们的年龄更小。WN 7 - 9 h恒星的光度达到2 x 1 e6 Lsun，与初始质量约120 Msun一致。它们仍然是相当H-丰富，但显示N增强和C耗尽。因此，它们被确定为核心燃烧氢的物体，在其表面显示出CNO平衡的产物。它们的祖先很可能是光谱类型早于O 4 -6的超巨星，初始质量大于60 Msun。它们的风遵循一个定义良好的修正的风动量-光度关系（WLR）：这是一个强烈的迹象，表明它们是辐射驱动的。恒星的丰度倾向于稍微超过太阳的金属丰度，至少对最轻的金属来说是这样。然而，我们注意到，进化模型似乎低估了N富集的程度。
2007-11-05 astro-ph
Young Massive Clusters in the Galactic Center
银河系中心的三个年轻星团代表了最接近大质量星爆的例子，它们定义了银河系星团质量函数的质量上限。在这篇综述中，我描述了拱，五联体和中央集群的特点和内容。它们每个都比银河系中的任何其他星团都要大，特别是拱门星团，它的质量和年龄使它成为研究大质量恒星演化和致密恒星系统的理想对象。初步的测量表明，银河系中心的初始质量函数是头重脚轻的，这表明在银河系星团的类似观测中没有环境效应。考虑到五重星团和中央星团相对更进化的性质，这些星团包含了处于各种进化状态的恒星，包括亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。五联体星团提供了一个特别有趣的视角，可以看到已知最大质量的恒星，手枪星和FMM 362。对拱星系团的质谱分析表明，质量上限为150-200 Msun。
2004-03-03 astro-ph
The proper motion of the Arches cluster with Keck Laser-Guide Star Adaptive Optics
我们提出了第一次测量的自行车的年轻，紧凑的拱门集群附近的银河系中心的近红外自适应光学（AO）的数据与最近委托的激光导星（LGS）在凯克10米望远镜。LGS-AO获得的出色的天体测量精度为与4.3年前获得的VLT/NAOS-CONICA数据进行详细比较提供了基础。在4.3年的基线上，测得拱门群相对于野外种群的空间位移为24.0 +/- 2.2 mas，对应于在8 kpc距离处的5.6 +/- 0.5 mas/yr或212 +/- 29 km/s的自行。结合已知的星系团的视线速度，我们推导出一个232 +/- 30公里/秒的拱相对于场的三维空间运动。拱门的大自行不能用内星系棒势中气体云中观察到的任何闭合轨道族来解释，但与拱门处于从x1到x2轨道的过渡轨道上是一致的。我们调查了云云碰撞作为拱门集群的可能起源。星系团轨道与内星系势的积分表明，只有当星系团的真实GC距离非常接近其投影距离时，它才能在距离超大质量黑洞10 pc的范围内通过。因此，在GC内部几个秒差距的年轻恒星星族中，来自拱门星团的年轻恒星的贡献似乎越来越不可能。三维速度测量和轨道分析提供了第一个观测证据，表明拱门状星团不会螺旋进入GC。这证实了在当前时期没有观察到核簇的祖先簇。
2007-11-21 astro-ph
The Interplay between Star Formation and the Nuclear Environment of our Galaxy: Deep X-ray Observations of the Galactic Center Arches and Quintuplet Clusters
银河系中心（GC）提供了一个独特的实验室，可以详细研究大质量恒星形成与银河系核环境之间的相互作用。在这里，我们提出了一个100千克拉钱德拉ACIS观测的拱和五重星团。我们还报告了与欧文斯谷毫米阵列的拱门集群附近的致密分子气体的互补映射。点状X射线源的数量-通量关系表明，相对较亮的X射线源数量过多，这显然与星团有关。在拱和五重星团的核心的源极可能是极端碰撞风大质量恒星双星。从拱形星团核心发出的弥散X射线光谱显示出6.7 keV的发射线和随半径急剧下降的表面强度分布，表明起源于星团风。在拱簇附近的外部区域，整体扩散X射线增强演示了弓形激波形态，并在Fe Ka 6.4 keV线发射中突出。这种增强的大部分可能是由于星团和邻近分子云之间正在进行的碰撞造成的。较老且较不致密的五重星系团包含较弱的X射线源和弥散辐射，可能源自低质量恒星天体和星系团风。然而，这些物体的总人口，所观察到的总漫射X射线光度的限制，是大大小于预期的两个集群。这种低质量物体的缺乏可能是银河系中心独特的恒星形成环境的表现。
2006-06-12 astro-ph
Massive Stars in the Arches Cluster
我们提出并使用新的光谱和窄带图像，以及以前公布的宽带图像，在拱星团中的恒星提取测光，天体测量，等效宽度和速度信息。这些数据被解释与风/大气代码，以确定恒星的温度，光度，质量损失率和丰度。我们已经将已知的发射线恒星的数量增加了一倍，我们还首次对银河系中心的任何种群的主序星进行了光谱鉴定。我们的结论是，质量最大的恒星是真正的沃尔夫-拉叶星（WR），也是已知质量最大的恒星之一，它们的M_{initial} > 100 Msun，并且拥有巨大的风，Mdot > 10^{-5} Msun yr^{-1}，富含氦和氮;根据这些鉴定，拱门星团包含了银河系中所有已知WR星的5%。我们发现速度色散的上限为22 kms^{-1}，这意味着在0.23 pc的半径范围内，星系团的质量上限为7（10^4）Msun;我们还估计该星系团的整体日心速度为v_{cluster,odot}，约为+95 kms^{-1}。
2002-08-07 astro-ph
Gemini Near-IR Photometry of the Arches Cluster near the Galactic Center
我们提出了近红外测光的拱星团，一个年轻的和大质量的星团附近的银河系中心。本文分析了银河系中心演示科学数据集中的高分辨率（FWHM 0.2”）H和K'波段图像，这些图像是由Gemini/Hokupa的自适应光学（AO）系统获得的。给出了拱星团的色星等图、光度函数和初始质量函数，并与HST/NICMOS数据进行了比较。在1.0< log（M/M_sun）<2.1的范围内，IMF斜率估计为Gamma = -0.79+/-0.16，与基于HST/NICMOS数据的早期结果非常一致[Figer等人，1999，ApJ，525，750]。这些结果进一步证明了银河系中心附近亮恒星的IMF比太阳附近的IMF平坦得多。这也与最近的一项发现一致，即M33年轻星团中明亮恒星的IMF随着银河系距离的减小而变得更平坦[Lee et al. 2001，astro-ph 0109258]。发现Gemini/AO系统的功率与HST/NICMOS系统的功率相当，但有一定的限制。
2002-09-30 astro-ph
HST/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters Near the Galactic Center
我们报告了哈勃太空望远镜（HST）近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）对银河系中心附近的两个非凡的年轻星团拱和五重星团的观测。这是我们第一次在银河系中心发现了初始质量远低于10 Msun的主序星。我们提出了第一次确定的初始质量函数（IMF）的任何人口在银河系中心，找到一个IMF的斜率是显着更积极的（伽马约-0.65）比平均年轻的星系团在银河系其他地方（伽马约-1.4）。颜色-星等图中的明显转折表明星系团年龄与星系团中光谱类型混合所暗示的年龄一致;我们发现拱门星系团的tau（年龄）约为2+/-1 Myr，五联体的tau（年龄）约为4+/-1 Myr。我们通过将观测到的恒星的质量加到50%的完整性极限，然后外推到1 Msun的较低质量截止值来估计星团的总质量。使用这种方法，我们发现拱门星系团的总质量大于10^4 Msun。对于年龄大于300万年的星团，双值质量-星等关系使得对五联体星团的这种确定变得复杂。我们发现一个下限为6300 Msun的总集群质量，并建议一个最佳估计的两倍，这个值占外围成员的集群。这两个星团的质量使它们成为银河系中两个最大的星团。
1999-06-17 astro-ph
X-raying the super star clusters in the Galactic center
银河系中心拥有一些银河系中已知的最大质量的星团：拱门和五重星团。基于最近公开的钱德拉对这些星团的观测，我讨论了这些星团中大质量恒星的X射线辐射。沃尔夫-拉叶星（WR）的X射线暗淡的一般趋势，没有一个是在五重星系团中检测到的。银河系中已知的最大质量的恒星，手枪星，也没有被探测到，引发了关于这个物体的二元性质的问题。拱星团的X射线辐射主要由三个恒星点源组成。所有三个来源以及星团的散射辐射都在6.4-6.7 keV处显示出强烈的发射，表明存在荧光冷物质。拱门点源可能被认为是碰撞风双星，尽管不能排除其他可能性。
2005-07-29 astro-ph
The Quintuplet Cluster I. A K-band spectral catalog of stellar sources
已知有三个非常大质量的星团位于银河系中心区域，拱门星团，五重星团和中央秒差距星团。我们在ESO-VLT上用积分场摄谱仪SINFONI-SPIFFI获得了五重星系团的光谱观测。光谱范围包括从1.94到2.45微米的近红外K波段。对各个场的3D数据立方体进行通量校准并组合成一个连续的立方体，从中提取所有可检测点源的光谱。我们提出了一个目录的160恒星源的内部部分的五合星团。
2008-09-30 astro-ph
Stellar Collisions and Mergers in the Galactic Center
恒星最有可能在恒星密度最高的区域合并或碰撞，而我们自己的银河系中心包含许多恒星，这些恒星被挤在一个相对较小的体积中-即使是中心50 pc的周围恒星数密度也相当高，约为10^3颗恒星pc^{-3}。更引人注目的是，该区域的三个致密年轻星系团的中心密度高达10^6颗星pc^{-3}。我们讨论这些极端的环境和恒星合并和碰撞的可能性最近发生在那里。特别是，我们预测，至少有一个大质量的恒星在拱星团已经经历了恒星合并在其短暂的生命。此外，手枪星，在附近的五重星系团，可能要归功于它的明显相对年轻的恒星合并。最后，在中心弧秒的年轻恒星可能是碰撞的产物，导致大气剥离，或合并。
2000-11-23 astro-ph
X-ray Observations of Stellar Clusters Near the Galactic Center
我们报告了首次探测到的X射线发射的五合星团和比较其X射线发射的拱星团。在五重星系团的核心附近发现了四个点源，总的吸收校正光度为~1 \times 10^{33}尔格·秒^{-1}。在五重星系团的核心附近也探测到了弥散的热辐射，经吸收校正的光度为~1 \times 10^{34}尔格·秒^{-1}。我们分析了扩散和点状排放的拱门和五胞胎，并讨论了它们是主机集群风外流的可能性。我们还提出了我们的搜索结果的X射线发射的候选星团在银河系中心（GC）地区。我们使用消光估计近红外颜色和X射线光谱拟合，以及其他红外特性，以确定候选集群是否是新的，GC星团。我们发现，朝向GC发现的六个候选簇中的三个可能是前景簇，其中两个候选簇在X射线数据中未检测到，但具有与GC位置一致的近红外反射，并且其中一个候选簇具有与GC中一致的X射线和近红外反射。候选星团的X射线和红外辐射与已知的大质量GC星团进行了比较。
2004-04-27 astro-ph
Is the Galactic center populated with young star clusters?
我们研究了银河系中心附近年轻致密星团的演化和可观测性，如拱星团和五重星团。星团的建模与技术的组合;使用直接N体，积分计算所有恒星的运动和详细的恒星和双星演化，以遵循恒星的演化。模拟的星团在银河系的潮汐场中在1000万到6000万年内溶解。在模拟的星团中，预计的恒星密度在寿命的5%到70%之间下降到与银河系中心预计的背景密度相当的水平。而且在以后的年龄里，在背景恒星中很难区分这些星团。这种影响对于距离银河系中心较远的星团更为严重，但在相同距离的投影中。基于这些论点，我们得出结论，银河系中心很容易隐藏10到40个具有类似于拱门和五重星系团特征的星系团。
2000-06-29 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions: II. W42
我们目前的近红外J，H和K图像和K波段光谱在巨大的HII区域W 42。一个巨大的星团被揭示出来;两个较亮的天体的颜色图和K波段光谱形态表明存在年轻的恒星天体。明亮的中央恒星的光谱类似于无遮蔽的恒星，其MK光谱类型为O 5-O6.5。如果这颗恒星是在零年龄的主序星上，那么得到的分光光度距离比以前的估计要小得多。这个星团的莱曼连续光谱光度是四边形的几倍。K波段光度函数的斜率与四边形星团的相似，但比M17中的大质量星团或靠近银河系中心的拱门星团要陡得多。
2000-01-10 astro-ph
New infrared star clusters and candidates in the Galaxy detected with 2MASS
在整个银河系的2 MASS J、H和特别是K $_S$星团中发现了42个新的红外星团、恒星群和候选恒星。在天鹅座X区域发现了19个新的星团、恒星群和候选者，而在以前的文献中发现了6个这样的天体。使用2 MASS点源星表的色-星等图提供了7个天鹅座X星系团在1.0 $<$ d $_{\odot}$ $<$ 1.8 kpc范围内的初步距离估计。在银河系7的中心部分，发现了新的红外星团和候选者，而以前有61个天体。在K $_S$的中央隆起区域也进行了寻找突出的暗星云的工作。我们报道了5个暗星云，其中2个是分子云的候选者，它们能够在核心附近产生大质量的星团，如拱星团和五重星团。
2001-07-16 astro-ph
Gamma Line Radiation Emission from Stellar Winds in Orion Complex: A test for cosmic ray origin theory
我们认为$γ$ -射线发射的重核，加速在恒星风的冲击，并激发在与周围的物质在猎户座复杂的相互作用。我们表明，最近探测到的$γ$射线线在猎户座复杂的COMPTEL望远镜可以解释这样一个场景，假设宇宙丰度。这种情况与大质量恒星恒星风中宇宙射线加速的最新模型一致。
1994-07-01 astro-ph
Once again about the origin of the system of the giant stellar arcs in the Large Magellanic Cloud
在LMC 4区域的弧形恒星复合体的起源仍然未知。这些完美的弧不可能是由O型星和SNe在它们的中心形成的;也有强有力的论据反对它们由下落的气体云形成的可能性。不排除微类星体/伽玛暴喷流的起源，因为在同一区域有很强的X射线双星聚集，而且大质量的老星系团NGC 1978也在那里，它可能是具有致密成分的双星的形成地。最后一种可能性是，形成恒星弧和LMC 4超壳层的能量来源可能是来自银河系核心的巨大喷流，它可能在一千万年前活跃。
2003-10-24 astro-ph
On the origin of complex stellar populations in star clusters
在某些星团中复杂的恒星星族的存在对恒星形成的理解提出了挑战。例如，ONC或猎户座西格玛星系团中的恒星比大部分年轻恒星要古老得多。大质量星团（欧米茄Cen，G1，M54）的金属丰度分布对应于年龄差距较大的不同恒星星族。我们表明，（i）在恒星团簇形成场星可以被捕获和（ii）非常大质量的球状星团可以吸积气体从一个长期嵌入星际介质和重新启动恒星形成。
2007-09-12 astro-ph
Young Stellar Clusters, WR-type Phenomenon and the Origin of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments
最近对距离银河系动力学中心30秒差距以内的拱星系团的观测表明，存在弥散和离散X射线连续谱发射、弥散6.4keV线发射以及热和非热射电连续谱发射。这个年轻而致密的星团也被认为是在与EGRET源3EG J 1746--2851相关的$γ$射线发射的稳定源的95%误差圆内。大部分的热辐射和非热辐射可以用撞击气体来解释，这些气体是由星团内大质量双星的碰撞风产生的。特别是，我们认为，非热粒子可以上散射ICS的集群的辐射场和占$γ$射线发射。我们还认为，荧光6.4 keV线发射可能是低能相对论粒子对中性气体分布在集群附近的影响的结果。最后，我们勾勒出一个解释，年轻的星团和大规模的年轻的双星系统是负责整个内部300秒差距的银河系中发现的非热无线电灯丝的起源。非热灯丝的准直可以在碰撞风区由大质量双星系统中个别质量损失恒星的电离表面完成。在这张照片中，WR型现象预计将为银河系中心的中央恒星爆发提供动力，以解释所有观察到的细丝。
2004-11-27 astro-ph
An Inverse Problem Approach to Cluster Dynamics
我们提出了一种新的非参数算法，可以实现研究和表征星团。该方案试图同时恢复的恒星分布函数和集群的潜力，通过使用投影半径和速度信息的集群成员。与输入数据最一致的一对函数由Metropolis算法检测。在这项工作中，集群特性恢复CHASSIS校准对N体实现的两个集群，即毕宿和拱门。当团簇服从相空间各向同性的假设时，该算法可以正确地再现团簇的质量和视线投影速度弥散分布。结果表明，恢复的代码是不敏感的初始参数的选择。结果也不受增加输入数据点的数量的影响，只要该数量超过最小值，该最小值对于服从各向同性和球形假设的输入数据集来说是适度低的。
2004-06-04 astro-ph
On the possible origin of gamma ray bursts as a result of interaction of relativistic jets with the soft photon field in dense stellar regions
我们研究和发展了Sznov和Dar（astro-ph/9606032）提出的伽马射线暴起源的模型，根据这个模型，强伽玛射线暴是由重子相对论性喷流（外流）与致密恒星区的软光子场相互作用产生的。通过对爆发剖面的模拟表明，这些剖面对射流的几何形状非常敏感，并且伽玛暴剖面的“清晰度”（在该模型中）与伽玛射线束有某种联系。还导出和讨论了一些基于事件率的限制。
1997-04-17 astro-ph
The Origin of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments: Young Stellar Clusters
这种不寻常的磁化非热射电细丝（NTF）、线和条纹具有独特的物理特性，它们只在银河系中心的内部几度内被发现。此外，一些年轻的，质量损失和罕见的星团被认为是位于银河系中心区域。银河系中心区域的后一个特征被用来解释非热射电细丝的起源。我们考虑一种机制，其中大规模的WR和OB恒星在一个致密的恒星环境中的集体风产生的冲击波，可以加速粒子的相对论能量。这个机制是Rosner和Bodo（1996）最初提出的模型的延伸，他们提出高能非热粒子是在质量损失恒星的终端激波中产生的。在这个模型的背景下，磁场的大尺度分布被认为既没有极向几何形状，也没有遍布整个银河系中心区域。
2003-08-01 astro-ph
Origin of Radially Increasing Stellar Scaleheight in a Galactic Disk
在过去的20年里，人们已经接受了旋涡星系中恒星盘的垂直尺度高度与半径成常数的观点。然而，在文献中没有明确的物理解释。本文计算了考虑HI和H_2气体的附加引力以及暗物质晕的自引力恒星盘的垂直恒星尺度高度。我们将我们的模型应用到两个边缘星系，NGC 891和NGC 4565，并发现，由此产生的scaleheight显示了一个线性增加的近两个因素的光盘内这两个星系。有趣的是，我们发现，观察到的数据时，仔细看，并不意味着一个恒定的scaleheight，但实际上支持这种温和的flaring的scaleheight。
2002-07-22 astro-ph
Merging between a Central Massive Black Hole and a Compact Stellar System: A Clue to the Origin of M31'S Nucleus
观测到M31的中央隆起有两个明显的亮度峰，峰间距为$\sim$ 2 pc。Tremaine（1995）最近提出了一个新的观点，认为M31的核心实际上是一个围绕着中心超大质量黑洞的厚偏心盘。为了探索偏心盘的起源，我们数值研究了一个中心质量为$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$的大质量黑洞与一个质量为$\sim$ $10^6$ $M_{\odot}$、星系核中央10 pc大小为几pc的致密恒星系统合并的动力学演化.我们发现，恒星系统被大质量黑洞的强潮汐场破坏，从而形成一个旋转的核厚恒星盘。在已发展的盘中，每个恒星的轨道都是相当偏心的，平均偏心率为$\sim$ 0.5。这些结果意味着Tremaine（1995）提出的M31核偏心盘可能是由中心大质量黑洞与致密恒星系统合并形成的。我们进一步讨论了一个紧凑的恒星系统是何时以及如何转移到核区域周围的一个大质量黑洞。
2000-12-16 astro-ph
Cosmological Origin of the Stellar Velocity Dispersions in Massive Early-Type Galaxies
我们证明，在两个主要假设下，早期型星系中恒星视线速度色散的观测上限（sigma<400 km/s）可能在LCDM宇宙学模型中有一个简单的动力学起源。第一个是，现在大部分的恒星都在一个巨大的椭圆形的发光部分，形成在红移z>6。随后，恒星的动态行为就像暗物质的一个额外组成部分。第二个假设是，新形成的暗物质晕的质量分布特征忘记了初始条件的细节，如恒星的“无碰撞物质”，它被添加到前几代晕的致密部分。我们还假设恒星速度色散在z<6时不会发生太大的变化，因为大质量的主晕主要是通过远离星系恒星核心的大半径物质的增加而增长的。这些假设导致预测的椭圆星系的数量密度作为恒星速度色散的函数，这是有希望的协议与斯隆数字巡天数据。
2003-01-27 astro-ph
Elliptical galaxies interacting with the cluster tidal field: origin of the intracluster stellar population
借助于简单的数值模型，我们讨论了椭圆星系内恒星轨道周期（Es）与母星系团潮汐场（CTF）之间相互作用的一个特殊方面，即：Es的无碰撞恒星蒸发可能是最近发现的星团内恒星星族（ISP）产生的有效机制。这些基于理想化星系密度分布（如费勒斯密度分布）的初步研究表明，在哈勃时间内，一个代表性星系损失的恒星数量可能总计为初始星系质量的10%，这一比例与观测数据非常吻合。这一机制的有效性是由于这样一个事实，即在CTF的平衡配置附近的星系振荡周期是在外部星系区域的恒星轨道时间相同的顺序。
2002-12-05 astro-ph
Massive Star Evolution in Different Environments
本文综述了大质量恒星在不同环境中的演化特征，其中主要的环境因素是金属丰度。比较了大质量OB、WR星和相关天体的演化模型和观测结果。我们还回顾了几个观测要求在这方面的恒星模型和理论发展的未来改进。我们总结了最大质量的恒星的演化场景，并试图澄清最近的问题，他们的演化状态核心H或核心，他燃烧的对象。另一个可能影响恒星演化的环境效应是具有高恒星密度的星团环境。作为致密星团中大质量恒星演化的测试案例，我们总结了最近对已知的年轻星团的研究：R136，NGC 3603，以及三个银河系中心星团（中央星团，五重星团和“拱门”星团）。对于中央星团，我们提出了新的比较由Najarro等（1994，1997），和适当的演化模型的发射线星的恒星参数。从他们的参数，我们认为，这些恒星中的大多数可以被视为WNL星，因此不一定代表一个特殊的类。我们认为，一些明显的差异与众所周知的WR星可以理解的核心燃烧阶段和/或其他变化，由于高金属丰度。根据我们现有的知识，我们得出结论：在中心恒星密度达到rho_c ~ 10的年轻星团中，(5-6)Msun/pc**3还没有发现影响大质量恒星演化的次级效应的令人信服的证据。
1998-08-27 astro-ph
The origin of the relativistic wind in gamma-ray bursts: MHD flow from a disk orbiting a stellar mass black hole ?
我们计算了质量损失率从一个磁盘轨道恒星质量的黑洞假设流被引导沿磁场线连接到磁盘。然后，我们估计风在无穷远处的洛伦兹因子。我们发现，洛伦兹因子可以达到很高的值，只有严格的约束，满足的领域的几何形状和能量注入的条件。我们讨论我们的结果在不同的情况下，伽马射线暴。我们提到的风险'污染'的布兰德福德-Znajek过程中的风从磁盘发出的材料。
1999-07-21 astro-ph
