Population of dynamically formed triples in dense stellar systems
在稠密的恒星系统中，双星之间频繁的动力学相互作用导致了多系统的形成。在这篇文章中，我们讨论了动力学形成的层次稳定的三元组：形成率，主要特征的动态形成人口的三元组和人口的紧密的双星的三元组形成的影响。特别是，我们估计有多少人口的蓝色离散和紧凑的二进制文件可能会受到影响。
2005-09-18 astro-ph
The formation and evolution of very massive stars in dense stellar systems
致密恒星系统的早期演化受大质量单星和双星演化的控制。密集的大质量星团的核心坍缩可以通过恒星碰撞形成非常大质量的物体（$M\geq$ 1000 \msun）。星风的质量损失决定了这些天体的演化和最终命运，并决定了它们是形成黑洞（具有恒星质量或中等质量），还是爆炸成为不稳定的超新星，不留任何残骸。我们提出了一个computationaly廉价的进化计划非常大质量的恒星，可以很容易地实现在一个N体代码。使用我们新的N-体代码“Youngbody”，其中包括一个详细的治疗大质量恒星，以及这个新的计划非常巨大的恒星，我们讨论了形成的中间质量和恒星质量的黑洞在年轻的星暴地区。Belkus等人（2007年）对这些结果进行了更详细的描述。
2007-10-09 astro-ph
Stellar Dynamics of Dense Stellar Systems
恒星动力学几乎是不合理的，非常适合在专用硬件方面的实现。与分子动力学不同的是，恒星动力学只处理一种长程力，即引力，这导致计算成本与所涉及恒星数量的平方成正比。虽然特殊的技巧可以导致减少这种成本从$\sim N^2$到$\sim N\log N$在非常大的粒子数的情况下，这样的技巧是不适合在恒星动力学的所有领域。当一个恒星系统接近平衡状态，并且具有非常高的密度时，即使是对$N=10^5$来说，仍然需要逐个恒星地计算所有的相互作用。任何$cN\log N$方法要么会掩盖近抵消相互作用的微妙净效应，推动这样一个系统的演变，要么会携带一个非常大的系数$c$。本文简要介绍了致密恒星系统的恒星动力学，旨在为在其他物理分支中使用专用计算机的研究人员提供参考。
1998-04-08 astro-ph
Direct Simulation of Dense Stellar Systems with GRAPE-6
在本文中，我们描述了目前的状态，GRAPE-6项目开发一个专用计算机的峰值速度超过100 Tflops的天体物理N体问题的模拟。GRAPE-6项目的主要目标之一是模拟致密恒星系统。因此，在本文中，我们概述了我们用于模拟致密恒星系统的基本算法及其特点。然后，我们描述了我们如何设计的GRAPE硬件，以满足这些算法的要求。GRAPE-6将于2001年完成。作为科学可以在GRAPE-6上完成的一个例子，我们描述了我们在GRAPE-4（GRAPE-6的前身）上进行的银河系中心大质量黑洞的工作。
2000-07-07 astro-ph
Enhancement of Resonant Thermonuclear Reaction Rates in Extremely Dense Stellar Plasmas
计算了液相中极稠密恒星等离子体共振热核反应速率的增强因子。为了计算增强因子，我们使用了从经典单组分等离子体的数值实验中推导出的屏蔽势。发现如果^{12}C + ^{12}C聚变截面在天体物理能量范围内表现出共振行为，则白矮星密度的增强是巨大的。我们用精确的解析拟合公式总结了我们的数值结果。
2002-12-06 astro-ph
Dense Stellar Cores in Merger Remnants
我们使用的数值模型，其中包括恒星形成分析的质量配置文件所形成的合并盘星系的残余物。在合并过程中，气体的消散和随后的恒星形成在残余物中留下了致密的恒星核心。星爆星群并没有平滑地连接到德·沃库勒的轮廓上，而是在有效半径的百分之几处导致表面密度轮廓的急剧断裂。虽然我们的结果是初步的，但大多数椭圆星系中缺乏这样的特征表明，富含气体的盘状星系的合并可能对当今椭圆星系的人口没有很大的贡献。
1994-09-29 astro-ph
Photometric detection of high proper motions in dense stellar fields using Difference Image Analysis
对光学引力透镜实验（OGLE-II）获得的图像进行的差分图像分析（DIA）揭示了一个特殊的人为现象，即在Wozniak（2000）提出的银河系隆起区域之一的变星样本中：出现了成对的候选变星，显示出反相关光变曲线在3年内单调变化。这种效应可以被理解、量化并与恒星自行联系起来。DIA测光补充了一个简单的模型提供了一个有效的和简单的方法来检测高自行星（HPM星）在非常密集的恒星领域，传统的天体测量搜索是非常低效的。
2001-02-02 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 equilibrium state of the dense electron-nuclear plasma in the self-gravitational field. The stellar mass distribution and stellar magnetic fields
研究了自引力作用下稠密等离子体的平衡问题。所得结果与天体物理学界普遍接受的观点有根本区别。重要的是，所有这些结果都是在没有任何有争议的推测性假设的情况下获得的。它们是在标准的物理基础上通过标准的形式化方法得到的。所获得的结果的新颖性是基于拒绝的过度简化的理想气体近似，这是通常接受的恒星内部的描述，并考虑到电子核等离子体的功能。结果表明，在等离子体总参数梯度为零的情况下，在决定等离子体平衡态的密度和温度下，等离子体能量存在最小值。这种效应在天体物理学中起着重要的作用。它能解释恒星磁场产生的机制，并能对恒星质量谱作出预测，与观测数据符合得很好。
2004-05-06 astro-ph
The Starlab Environment for Dense Stellar Systems
传统上，一个稠密恒星系统的模拟需要选择一个初始模型，运行一个积分器，并分析输出。几乎所有的努力都花在编写一个聪明的集成器上，它可以有效地处理二进制、三进制和各种多系统之间的相遇。最近，这些模拟的范围和复杂性急剧增加，原因有三：1）以TB为单位测量的数据集的庞大规模，使得传统的单个输出文件的“awking和grepping”变得不切实际; 2）添加恒星演化数据给数据简化带来了质的新挑战; 3）模拟的增加的真实性要求“SOS”的现实形式：模拟的观察的模拟，直接与观察进行比较。我们现在正在见证一个转向档案馆的建设以及定制的可视化形式，包括使用虚拟现实模拟器和天文馆圆顶，以及两者的耦合与建设虚拟天文台的萌芽努力。本文介绍了这些新的趋势，提出Starlab作为第一个例子，一个完整的软件环境，现实的大规模模拟致密恒星系统。
2002-04-25 astro-ph
Dynamical evolution of rotating dense stellar systems with embedded black holes
研究了具有嵌入黑洞的自引力旋转稠密恒星系统（如球状星团、星系核）的演化。讨论了微分旋转扁平系统中黑洞与恒星分量的相互作用。利用2D+1 Fokker-Planck数值方法研究了弛豫引起的速度扩散与黑洞星吸积以及星系团旋转之间的相互作用。该模型可以再现黑洞影响区内的Bahcall-Wolf解$f \propto E^{1/4}$（$n \propto r^{-7/4}$）。重力陀螺和重力热不稳定性有助于系统的更快的演变，导致更短的崩溃时间相对于非旋转系统。角动量输运和恒星吸积支持弛豫时间尺度中心旋转的发展。我们探讨系统溶解由于质量损失的存在下的外部潮汐场（例如，球状星团在星系）。
2010-02-04 astro-ph
Tidal spin-up of stars in dense stellar cusps around massive black holes
我们表明，主序星在密集的恒星尖周围的大规模黑洞可能会旋转的离心分裂速度的一个显着的分数，由于自旋的双曲线潮汐遇到。我们使用现实的恒星结构模型来计算分析的潮汐自旋在软遭遇，并推断这些结果，以关闭和穿透碰撞使用平滑粒子流体动力学模拟。我们发现，自旋只下降缓慢与距离的黑洞，因为增加的潮汐耦合在更大的距离较慢的碰撞补偿了恒星密度的下降。我们将我们的结果应用于银河系中心大质量黑洞附近的恒星。在它们的一生中，银心内0.3pc的~1 Msol主序星平均自旋到离心破裂极限的~10%-30%。这样的旋转比通常的恒星高20- 60倍，可能会影响它们随后的演化和观测到的性质。
2000-04-17 astro-ph
A Monte Carlo Code to Investigate Stellar Collisions in Dense Galactic Nuclei
长期以来，恒星碰撞被认为在星系中心非常重要，那里的密度达到每立方pc 1e6颗恒星或更高。它们不仅可以通过改变恒星质量和轨道来发挥独特的动力学作用，而且在大质量黑洞附近发生的高速破坏性遭遇也可以偶尔为饥饿的中央引擎提供燃料。在过去的几年里，我们一直在建立一个完整的主序星SPH（光滑粒子流体动力学）碰撞模拟表。这个数据库现在作为一个模块集成到我们的Henon样蒙特卡罗代码。SPH碰撞模拟与Monte Carlo星系团演化程序相结合，似乎非常适合于研究星系核长期演化过程中恒星碰撞的频率、特征和影响。
2001-01-11 astro-ph
3D modeling of 1612 MHz OH masers: Monte Carlo modeling of the maser shells and the amplified stellar image
我们提出的第一个结果，我们的三维蒙特卡罗微波激射辐射转移代码，用于模拟1612 MHz的OH微波激射壳和放大的恒星射电光球的发射。
2002-08-02 astro-ph
Stellar Collisions and Black Hole Formation in Dense Star Clusters
年轻致密星团中的恒星之间的近距离相遇和物理碰撞可能会通过失控的合并形成超大质量的恒星和黑洞。我们严格审查这个过程中的一些细节，使用N体模拟和简单的分析估计的集群参数，它预计会发生的限制。对于小的星团，逃逸的质量实际上受到系统中大质量恒星总数的限制。对于足够密集的较大星团，逃逸质量取决于仍在主序星上的恒星能够质量分离到星团核心的比例。结果是在通常引用的中等质量黑洞的范围内，例如最近在银河系中心报道的。
2004-12-24 astro-ph
Alternating Direction Implicit Method for Two-Dimensional Fokker-Planck Equation of Dense Spherical Stellar Systems
Fokker-Planck（FP）模型是研究致密球状恒星系统（如球状星团和星系核）动力学演化的常用方法之一。FP模式在大多数情况下是数值稳定的，但我们发现，当二维（能量和角动量空间）FP模式包含潮汐冲击效应时，或者当初始条件比较极端（例如，非常大的团簇质量和小的团簇半径）。为了避免这样的问题，我们已经开发了一个新的积分格式的二维FP方程采用交替方向隐式（ADI）方法给出的道格拉斯-Rachford分裂形式。我们发现，我们的ADI方法减少了计算时间的一个因素~2相比，全隐式方法，并解决了数值不稳定的问题。
2008-05-01 astro-ph
The Dynamical Evolution of Dense Rotating Systems: Paper II. Mergers and Stellar Evolution
我们报告的密集旋转恒星系统的成员遭受碰撞和经历恒星演化过程的模拟结果。每个实验的初始配置是各向同性的Kuzmin-Kutuzov模型。动力学演化模拟与Hernquist的N体树代码，修改，包括物理恒星碰撞，恒星演化，恒星质量损失和紧凑的残余物的形成，和恒星形成。在某些模拟中，我们加入了一个大的吸积中心黑洞。在所有的系统中的速度色散的晕朝着径向偏置状态。在包含中心黑洞的系统中，色散在核心中变得切向偏置，而在没有黑洞的系统中，色散保持各向同性。碰撞倾向于产生一个占主导地位的恒星合并产物，而不是一群中等质量的恒星。在我们抑制了除弛豫和物理碰撞之外的所有过程的情况下，具有更大扁平度的物体通过合并产生更大的恒星。在允许恒星喷出物逃离系统的系统中，重核恒星的质量损失暂时降低了核心密度和碰撞率。大部分的模拟都重现了矮椭圆星系M32的中心碰撞时间尺度与中心弛豫时间尺度的比值。由于碰撞和弛豫，这些系统的中心迅速演化，结合N的缩放结果，表明我们要么在其历史上的一个特殊时刻观察M32，要么其动力学推断的中心密度至少部分是由于存在一个大质量的黑暗物体，可能是一个黑洞。
1998-10-13 astro-ph
Dynamics of a Massive Black Hole at the Center of a Dense Stellar System
我们发展了一个简单的物理模型来描述一个大质量的点状物体的动力学，如一个黑洞，靠近一个致密的恒星系统的中心。结果表明，该机构上的总的力可以分为两个独立的部分，其中之一是缓慢变化的影响的聚合恒星系统，另一个是快速波动的随机力，由于离散遇到个别恒星。对于特定的例子，恒星系统分布根据普卢默模型，它表明，黑洞的运动，然后类似于布朗粒子的谐波电位，我们分析其动态使用的方法类似于朗之万的解决方案的布朗运动问题。解此方程可得到黑洞位置和速度的平均值、时间自相关函数和概率分布。通过比较这些结果的N体模拟，我们表明，该模型提供了一个很好的统计描述的实际黑洞动力学。作为我们的模型的应用，我们使用我们的结果来推导银河系中心的黑洞Sgr A* 的质量下限。
2002-02-13 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. BVI Maps of Dense Stellar Regions. II. The Large Magellanic Cloud
我们给出了大麦云云的BVI光度图。它们包含来自大麦哲伦星云中心部分的700多万颗恒星的BVI测光和天体测量。这些数据是在OGLE微透镜项目的第二阶段收集的。我们讨论了数据的准确性，并提出了颜色星等图的OGLE在LMC观察到的所有26个领域。天文学界可以从OGLE互联网档案馆以电子方式获取大麦哲伦海峡的英属维尔京群岛地图。
2000-10-07 astro-ph
Modeling the Stellar Spectral Energy Distributions of Star-Forming Galaxies
我将回顾恒星形成星系恒星光谱能量分布模型的最新进展。我将涵盖从近红外到极紫外的全部相关波长范围，重点是莱曼断裂的紫外长波长和短波长，大部分恒星的光度都是在那里发出的。将严格审查恒星大气和演化模型中的不确定性，并强调对总全色光度的影响。
2004-11-12 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. BVI Maps of Dense Stellar Regions. III. The Galactic Bulge
我们提出了银河系隆起的VI光度图。它们包含了银河系中心区域49个0.225平方度的视场中大约3000万颗恒星的VI测光和天体测量。这些数据是在OGLE微透镜项目的第二阶段收集的。我们讨论了数据的准确性，并提出了颜色星等图OGLE在银河系的凸起所观察到的选定领域。银河系凸出部分的VI地图可从OGLE互联网档案馆以电子方式供天文学界访问。
2002-10-12 astro-ph
The formation, disruption and properties of pressure-supported stellar systems and implications for the astrophysics of galaxies
大多数恒星形成于深深嵌入残余气体中的致密星团中。因此，这些物体必须被视为星系的基本组成部分。有了这一贡献，一些物理过程，在非常早期和后来的致密恒星系统的动力学演化的塑造他们后来的外观和属性，以及他们对宿主星系的影响，突出显示。考虑到质量不断增加的致密系统，结果发现，在10^6 Msol附近，它们的性质发生了根本性的变化：恒星星族变得复杂，出现了星系质量-半径关系，并且中值两体弛豫时间变得比哈勃时间更长。有趣的是，只有两体弛豫时间比哈勃时间长的系统才显示出暗物质的微弱证据，因此dSph星系形成了总的异常值。
2007-12-17 astro-ph
The dynamical formation of LMXBs in dense stellar environments: globular clusters and the inner bulge of M31
利用Chandra观测资料，研究了M31核球中L_X>10^{36} erg/s的X射线亮点源的径向分布。我们发现一个显着增加的特定频率的X射线源，每单位恒星质量，在1弧分从星系的中心。剩余源的径向分布遵循密度平方定律，表明它们是在致密的内球中动态形成的低质量X射线双星。我们调查动态形成的LMXBs，特别注意的高速制度的特点，银河系的凸起，这是以前没有探索。我们的计算表明，大部分过剩源是由低质量（M<0.3-0.4 M_sol）的主序星对黑洞的潮汐俘获形成的，也有一些同类型的NS系统的贡献。由于小尺寸的吸积盘，这样的系统的一小部分可能是持久的X射线源。有些源可能是超紧凑的X射线双星与氦星/白矮星的同伴。我们还预测了大量的微弱瞬变，无论是NS和BH系统，在1弧分从M31银河系中心。最后，我们考虑了银河系球状星团中动态形成的双星的总体，强调了这两种类型恒星环境之间的差异
2007-09-21 astro-ph
On the onset of runaway stellar collisions in dense star clusters I. Dynamics of the first collision
我们研究的情况下，第一次碰撞发生在年轻和密集的星团。我们的直接$N$体模拟的初始条件是这样选择的，即在最大质量的恒星离开主序星之前，星团在几百万年内经历核心坍缩。事实证明，第一次碰撞通常是由星团中质量最大的恒星驱动的。到达星团核心后，由于动力学摩擦，大质量恒星倾向于形成双星。双星系统的截面比单颗恒星大，这使得其他恒星与双星系统发生碰撞。其中一颗双星与第三颗恒星之间的碰撞是由双星与其他星团成员之间的相遇所介导的。由于联星与单星啮合的几何形状，碰撞时刻的相对速度与两体相遇时有很大不同。这可能对碰撞产物的进一步演变产生深远的影响。
2007-12-05 astro-ph
Modeling of multicomponent radiatively driven stellar winds using a Newton-Raphson method
本文提出了一种基于Newton-Raphson方法求解单组分和多组分流体动力学方程的简单方法。我们表明，这种方法可以用于解决定常流体动力学方程。这种方法已用于低密度星风模式的计算，因为星风的多分量性质影响着星风的总体结构。
2003-03-03 astro-ph
MODEST: modeling stellar evolution and (hydro)dynamics
对致密恒星系统的模拟目前面临两个主要障碍，一个是天体物理的，一个是计算的。天体物理学的问题在于，双星演化的几个主要阶段，如共同的包络演化，仍然知之甚少。在这些情况下，我们所能做的最好的事情就是将我们的无知参数化，这让人想起引入混合长度来描述单个恒星中的对流，或者引入α参数来模拟吸积盘。我们希望通过对整个星团进行非常详细的建模，并将结果与目前可用的大量观测数据进行比较，我们将能够限制捕获未知物理的参数。计算问题是一个合成问题：虽然我们有精确的计算机代码来模拟恒星动力学、恒星流体动力学和恒星演化，但目前我们还没有好的方法将所有这些知识放在一个软件环境中。一年前，一个松散的组织成立，以解决这些问题，MODEST为建模DENSE STEllar系统，有九个工作组和一系列会议，每半年举行一次。本报告回顾了这一举措第一年的情况。更多的细节可以在MODEST网站http://www.manybody.org/modest.html上找到。
2003-09-15 astro-ph
Dynamical Interactions of Planetary Systems in Dense Stellar Environments
我们研究星-行星双星与其他单星的动力学相互作用。我们推导出所有可能的结果的分析截面，并确认它们与数值散射实验。我们发现，一个宽的质量比在二进制参数空间中引入了一个区域，这是无法访问的可比质量系统，其中的动力学相互作用的性质是从根本上不同于传统上被认为是在文献中的二进制散射。我们研究的行星系统，从散射相互作用的参数空间的所有区域的属性，特别注意的“硬-软”边界的位置。参数空间的结构比“硬-软”边界位置的简单陈述所暗示的要丰富得多。我们认为我们的研究结果的影响，计算特征寿命的行星系统在稠密的恒星环境中，并将结果应用到以前的分析研究，以及过去和未来的观测。认识到球状星团M4中的PSR B1620-26系统位于参数空间的“新”区域，我们进行了详细的分析，量化了形成我们今天看到的系统的不同场景的可能性。
2005-11-23 astro-ph
The Dynamical Evolution of Dense Rotating Systems: Paper I. Two-Body Relaxation Effects
本文和它的同伴，研究由于两体引力相遇，物理碰撞和恒星演化的影响，致密恒星系统的演化。我们的目标是模拟像M32这样的星系的密度中心，这些星系的恒星密度接近每立方秒差距100万太阳质量，可能存在黑洞。这些系统与球状星团相比有着不同的Safronov数（恒星结合能与平均恒星动能的无量纲比值），大大增加了物理碰撞相对于引力相遇的重要性。在本文中，我们只关注引力相遇。我们证明，首先，我们的模拟与小N与Hernquist树代码产生的结果基本上符合多年的努力研究球状星团。第二，我们调查（粗略）核心崩溃旋转系统的质量分离，分离出纯粹由于两个身体遇到的影响，从那些看到更复杂的第二篇论文。与以前的研究一致，我们发现，系统的组成粒子遵循萨尔彼得初始质量函数迅速通过斯皮策的质量分离不稳定性进行核心崩溃。所有的旋转扁平的系统都显示出随着时间的推移扁平化的减少，与福克-普朗克计算一致。一个有趣的新结果涉及到公认的模拟器无法识别一个静态中心，在他们的碰撞系统的模拟。我们发现，凝聚在中心的大质量恒星团以布朗运动绕着核心运动。
1998-10-13 astro-ph
Highlights of Stellar Modeling with PHOENIX
我们简要介绍了当前版本的PHOENIX代码。然后，我们提出了一些说明性的结果，从Ia型和II型超新星，热恒星和辐照的巨行星的建模。当考虑到球对称的、线覆盖的、静止的或膨胀的大气时，可以得到与观测值的良好拟合。
2002-09-03 astro-ph
Modeling Stellar Populations in Star Clusters and Galaxies
结合人口合成模型与简单的蒙特卡洛模拟的随机效应的恒星数量占据人口稀少的恒星演化阶段的HRD，我表明，在光度的大小和颜色的LMC和NGC 7252星团观察到的散射可以理解在当前的恒星演化理论的框架。人口合成模型中使用的高分辨率恒星光谱图集大大提高了质量的适合观察到的星系SED，使分配的光谱年龄的恒星星族更可靠的比低光谱分辨率的模型。
2002-02-14 astro-ph
Dynamical Interactions in Dense Stellar Clusters
本章回顾了年轻星团的动力学过程。单个恒星的气体吸积影响了星团的动力学和恒星的质量。动力学质量分离不能解释在猎户座的梯形星团中观察到的质量分离程度，这意味着大质量恒星的位置是它们形成的指示。然而，这可以用竞争性增长模型来解释。如果不是全部的话，大部分的恒星都是在双星系统中形成的，那么大部分的前主序星双星系统可以通过双星-双星和双星-单星的相互作用，在星团中演化成较小比例的银河场星。这些模型对二元性质的分布作出了明确的预测。星团的早期演化敏感地依赖于原始双星的比例。恒星与周星盘的近距离相遇会对星盘和恒星轨道产生剧烈的影响。这些圆盘在与近天体相遇时的半径相当的地方被截断，限制了它们的寿命，影响了它们形成行星形成的潜力。如果气体在星团总质量中占相当大的比例，那么在动力学时间尺度上移除气体可以使星团脱离束缚，从而使恒星逃逸并占据磁场。（缩短）
1998-02-24 astro-ph
Pycnonuclear reactions in dense stellar matter
本文讨论了中子星深壳中密度高达1 e13 g/cc的高度奇异原子核的密核燃烧。作为一个应用，我们考虑了软X射线瞬变中中子星（SXT，一个包含中子星和低质量伴星的致密双星）上物质的致密核燃烧。当物质在新吸积物质的重量下沉入恒星外壳时，燃烧释放的能量足以使恒星升温，并在其核心引发中微子发射。恒星静止状态下的表面热辐射与星核超核物质的状态方程（EOS）密切相关，这为探索该状态方程提供了一种方法。四个定性不同的模型EOS进行了测试，对观测的SXTs。这些结果表明：（1）核子/超子物质中的直接Urca过程;（2）π介子凝聚;（3）K介子凝聚;（4）核子物质中中子的Cooper配对与被禁止的直接Urca过程对大质量中子星中微子发射有不同程度的增强。SXT J1808.4-3658和Cen X-4的低水平热静态发射与模型（4）相矛盾。对SXTs的观测与对冷却孤立中子星的热辐射的观测一样，测试了致密物质的物理性质，但SXTs的数据目前更具决定性。
2005-01-29 astro-ph
Modeling stellar populations in cluster galaxies
在这篇评论中，我强调的作用，在遥远的星系团的星系演化的研究中所发挥的分光光度模型。综述了在k+a谱模拟、发射线星系恒星形成率的推导和红团星系恒星年龄的研究方面取得的主要成果。目前的知识的依赖性的恒星形成的历史上的星系的形态和光度。
2003-09-03 astro-ph
Super-massive stars: Dense star-gas systems
本文采用气体模型和半解析方法研究了活动星系核中超大质量中心气体天体（超大质量恒星，SMS）的演化及其与周围恒星系统相互作用的演化。展望了今后的工作方向，即进一步研究星际介质中的能量流动、恒星演化以及类星体与星系形成的关系。
2001-10-15 astro-ph
Stagnation and Infall of Dense Clumps in the Stellar Wind of tau Scorpii
对B0.2V恒星天蝎座τ的观测揭示了不同寻常的恒星风特征：远紫外线O VI共振双峰的红移吸收高达+250 km/s，极硬的X射线辐射意味着温度超过10^7 K的气体。我们描述了一个唯象模型来解释这些属性。我们假设天蝎座τ星的风由两部分组成：周围的气体，其中嵌入了密度更大的团块。这些团块在紫外线共振谱线上是光学厚的，主要负责加速环境风。减小的加速度导致团块减速甚至下落，同时受到流出的环境风的冲压压力的限制。我们计算了详细的轨迹的团块在周围的恒星风，占线辐射驱动力和沉积的环境风的形式的阻力的动量。我们表明，这些团块将回落到恒星数百公里/秒的速度为广泛的初始条件。下落的团块在其前缘的弓形激波中产生了温度超过（1-6）× 10^7 K的X射线发射等离子体。下落的物质解释了O-VI双线中所见的奇特的红移吸收翼。所需的团块质量损失为总质量损失率的3% - 30%。这里开发的模型可以普遍适用于线驱动的外流与团块或密度不规则性。（摘要）
1999-12-16 astro-ph
The Upper Limit of Magnetic Field Strength in Dense Stellar Hadronic Matter
结果表明，在强磁化中子星中，存在磁场强度的上限，超过这个上限，中子星物质的中子和质子分量的自能性质就变得复杂了。结果，它们在强相互作用时间尺度内衰减。然而，在超强磁场的情况下，当第零朗道能级仅被质子占据时，系统再次变得稳定以抵抗强衰变。
2006-06-22 astro-ph nucl-th
Modeling Stellar Atmospheres with a Spherically Symmetric Version of the Atlas Code: Testing the Code by Comparisons to Interferometric Observations and PHOENIX Models
恒星大气模拟的当前机会之一是恒星光学干涉数据的解释。从强大的，开源的ATLAS大气代码（Kurucz，1979），我们已经开发了一个球对称的代码，SATLAS，作为一个新的选择模拟低重力恒星的恒星大气。SATLAS代码进行了测试，对两个干涉观测的M巨星维特科夫斯基和合作者，和球对称M巨星NextGen模型从PHOENIX代码。SATLAS模型预测的干涉测量的粒子数与观测到的粒子数和预测的粒子数一致，SATLAS的大气结构也与球形PHOENIX模型的一致，在大气层的大深度只有很小的温度和压力差异。
2008-09-01 astro-ph
Adiabatic Index of Dense Matter and Damping of Neutron Star Pulsations
本文研究了中子星核中各种物理条件下稠密物质扰动的绝热指数γ_1。本文分析了γ_1与物质组成（特别是超子的存在）、恒星脉动幅度和重子超流性的关系。在不同的组成，温度和脉动振幅的恒星脉动阻尼的时间尺度估计。中子星核心的体积粘度对脉动的阻尼可以防止恒星的脉动相对振幅>（1-15）%（取决于物质的组成）。
2002-08-03 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Dense Galactic Nuclei
我们开发了一个新的数值程序来模拟星系中心大质量黑洞（MBH）和周围星团的联合演化。在模拟中处理的物理包括：2体松弛，恒星碰撞（使用一个大的“SPH”流体动力学模拟）和恒星的MBH潮汐破坏。特别是，我们调查的恒星破坏性事件，提供MBH气体吸积率。
2001-01-11 astro-ph
Imaging the dense stellar cluster R136 with VLT-MAD
本文通过对大麦云星云中30个剑鱼座的H和Ks成像，评价了多共轭自适应光学演示器（MAD）的性能。地图的全宽半最大值（FWHM）的点源在H和Ks的图像，以及地图的Strehl比在KS波段观测。这三颗天然的导航星都位于MAD视场的边缘，观测是在相对较大的气团（1.4-1.6）下获得的。即便如此，在第二次指向（与参考星相比最好的位置）中实现的斯特列尔比率从15%到令人印象深刻的30%不等。第一指向的初步光度校准表明5 σ灵敏度为Ks=21.75和H=22.25（分别来自22和12分钟曝光）。
2008-07-01 astro-ph
Stellar disk in the galactic center -- a remnant of a dense accretion disk?
对银河系中心的观测揭示了一群年轻的大质量恒星，它们距离Sgr A*（一个超大质量黑洞的假定位置）不到0.4 pc。这些恒星的起源是一个谜，因为它们在citu的形成应该受到黑洞潮汐场的抑制。我们发现，在13颗恒星的三维速度已被测量的Genzel等。（2000），10位于薄圆盘中。圆盘的半张角在测量误差范围内与零一致，且不超过10度。我们提出，最近爆发的恒星形成发生在一个致密的气体盘周围的Sgr A*。这样一个圆盘已经不存在了，因为它很可能已经被中心的黑洞吸积了。S2是最接近Sgr A* 的年轻恒星，它的三维轨道最近被高精度地绘制出来。它与星盘呈75度角倾斜。我们发现，该轨道应该经历Lense-Thirring进动，其周期为（5/a）Myr，其中a<1是黑洞的无量纲自旋.因此，最初S2轨道可能位于盘平面内。如果是这样的话，我们可以限制黑洞自旋$a$大于0.2（t_{S2} /500万年），其中t_{S2}是S2的年龄。
2003-03-19 astro-ph
Modeling the Near-Infrared Luminosity Functions of Young Stellar Clusters
我们提出的数值实验的结果，旨在评估的有用性的近红外光度函数约束的初始质量函数（IMF）的年轻恒星星族。从这个数值模拟中，我们发现，一个年轻的恒星星族的光度函数是相当敏感的变化，在底层的初始质量函数比任何变化的恒星形成的历史或假设的前主序（PMS）的质量-光度关系。为了说明使用年轻星团的KLF来约束其IMF的潜在有效性，我们模拟了附近梯形星团的K波段光度函数。我们推导出的梯形的质量函数跨越两个数量级的恒星质量（5 Msun到0.02 Msun），有一个峰值附近的氢燃烧极限，并有一个国际货币基金组织的褐矮星，稳步减少质量。
1999-12-17 astro-ph
Modeling a high mass turn down in the stellar initial mass function
从银河系所有恒星形成区的恒星初始质量函数（IMF）中进行统计抽样，将导致预测约1000 Msun的恒星，除非IMF中有一个超过几百太阳质量的快速下降。对于密集的星团来说，这样的调节是不必要的，因为采样的恒星数量总是太少。在这里，我们探讨了几种机制的上质量截止，包括恒星形成概率的指数下降后，动荡的交叉时间。结果表明，在整个恒星质量范围内，该结果与观测到的IMF值符合得很好，并且对于正常热Jeans质量MJ，在~100 Msun以上，与Salpeter函数相比，该结果是逐渐下降的。这些模型的一个问题是，它们不能给出观测到的幂律IMF在密集星系团中的高质量采样极限，以及观测到的整个星系盘中缺乏超大质量恒星。要么是IMF中有一个更尖锐的上质量截止，也许是自我限制，要么是密集星团的IMF与大多数发生在较低密度的恒星形成不同。相对于星系中的平均IMF，致密星团似乎拥有过多的大质量恒星。
2000-05-23 astro-ph
Empirical modeling of the stellar spectrum of galaxies
提出了一种基于主成分分析（PCA）的星系恒星光谱模拟的经验方法。首先将主成分分析应用于新获得的恒星库STELIB，并辅以主要来自2微米全天巡天（2MASS）的J、H和K $_{s}$星等。接下来，由此产生的本征光谱被用来拟合从斯隆数字巡天数据发布1（SDSS DR 1）中选择的1016个星系的样本的观测光谱。PCA再次适用于拟合的光谱，以构建零速度色散星系的本征谱。用前9个星系本征光谱模拟了SDSS DR 1中星系的恒星光谱，同时估算了恒星速度色散、光谱类型、近红外SED和平均红化。大量的实验表明，利用这些本征谱可以相当精确地模拟不同类型星系的光谱。对于SDSS DR 1中典型信噪比的光谱，该方法可以得到精度优于10%的恒星速度色散。
2004-07-01 astro-ph
The loss-cone problem in dense nuclei
我们解决的经典问题，恒星吸积到一个超大质量的中央气体物体在星系核。由此产生的超大质量中心气体星对象被假定为位于一个致密的恒星系统的中心，我们使用一个简化的模型组成的普卢默模型与嵌入式密度尖点使用恒星点质量。从属于损失锥，从外面的细长轨道上的中央对象暴跌的恒星的数量，我们估计吸积率考虑到周围的恒星分布的可能的各向异性。估算了由于损失锥恒星撞击在超大质量恒星上而导致的总加热率。这种半分析研究，重温和扩展经典论文的工作，是一个起点，未来的工作更详细的研究早期演化阶段的星系核。它值得更仔细地研究，因为它是宇宙学和星系形成之间联系的关键特征之一。
2001-07-18 astro-ph
3D Continuum radiative transfer in complex dust configurations around young stellar objects and active nuclei II. 3D Structure of the dense molecular cloud core Rho Oph D
对Rho Oph D稠密分子云核的密度和热三维结构的约束来自详细的三维辐射转移模型。两个ISOCAM图像在7和15微米的同时拟合代表的灰尘在核心的分布与一系列的三维高斯密度分布。通过模拟退火优化高斯的大小、总密度和位置，以获得2D列密度图。投影芯密度具有复杂的细长图案，具有两个峰值。我们提出了一种新的方法来计算一个外部照明的复杂的三维结构的平均光学深度的近似温度。这种T（tau）方法被应用于IRAM 30 m望远镜获得的1.3 mm地图，以找到Rho Oph D核心的近似3D密度和温度分布。空间3D分布严重偏离球面对称。拉长的结构是在一般协议与最近的重力湍流分子云的崩溃计算。我们讨论可能的模糊性的背景测定过程中，错误的地图，T（τ）方法的准确性，和假设的尘埃粒子的大小和属性的影响。
2004-10-27 astro-ph
A Stellar Library for Evolutionary Synthesis Modeling Including Variable AGB Stars
星暴后中间年龄的自洽分光光度模型需要准确的恒星成分，同时考虑到该阶段主导近红外发射的恒星的主要特征：AGB恒星的可变性。本文提出了一个新的基于变星AGB经验光谱平均值的恒星光谱库。这个库是为了方便在群体合成模型中使用而设计的。我们讨论有意义的方法来计算这些平均值，和非平凡的理论恒星参数的连接。我们的库覆盖了0.5微米和2.5微米之间的近红外波长范围，与仅使用静态巨人的标准库相比，表现出根本性的差异。
1999-06-08 astro-ph
Mid-infrared diagnostics of starburst galaxies: clumpy, dense structures in star-forming regions in the Antennae (NGC 4038/4039)
最近，几个大型地面望远镜都配备了中红外仪器，从而产生了在这些长波长上具有前所未有的空间分辨率的数据集。在本文中，我们将研究“地面仅”诊断，它可以用于在星暴星系的恒星形成区域的研究。通过结合输出从恒星星族合成代码Starburst 99与光电离代码映射，我们模拟星团及其周围的星际介质，专注于在N-和Q-波段大气窗口（8-13和16.5-24.5微米分别）和那些在近红外发射线的演变。我们详细讨论了各种发射线诊断对恒星星族年龄、金属丰度、星云密度和电离参数的敏感性。利用我们的模型结果，我们分析了VLT中红外成像光谱仪（VISIR）对银河系重叠区两个星团的观测结果。我们发现了clusional，高密度，电离气体的证据。这两个星系团都很年轻（分别小于250万年和300万年），周围的星际物质很致密（10^4 cm^-3或更大），其特征是电离参数很高（logU > -1.53）。对中红外光谱特征的详细分析表明，（近）均匀介质不能解释观测结果，而在分辨率极限以下尺度上的复杂结构，包含几个嵌入在星团气体中的年轻星团，更有可能。
2007-07-10 astro-ph
Globular Cluster Photometry with the Hubble Space Telescope. VI. WF/PC-I Observations of the Stellar Populations in the Core of M13 (NGC 6205)
为了探索恒星在稠密环境中演化的本质，我们利用哈勃太空望远镜拍摄的行星照相机-I的图像研究了球状星团M13的致密核心。我们在M13的这个区域发现了15颗蓝离散星候选者和10颗其他可能的蓝离散星。它们的比频率在0.04-0.07之间，与其他密集星团中心附近的观测结果相当。M13观测到的V波段恒星光度函数与古老、贫金属星系团光度函数的理论模型（Bergbusch & Vandenberg 1992）之间的比较表明，该模型预测的最亮红巨星（V~12.5-15）太少，相对于亚巨星/关闭星（> 6西格玛效应）的两倍。红巨星、蓝离散星和次巨星的径向分布是一致的。然而，在M13的蓝色水平分支中的恒星，相对于其他恒星类型，似乎是中心耗尽的。我们结合了来自三个密集的“国王模型集群”，M13，M3，和47 Tuc，和两个后核心坍缩集群，M30和M15的数据，并比较了各种恒星类型的分布作为（r/r_half light）和（r/r_core）的函数。合并样本中的水平分支恒星相对于巨星似乎是中心亏损的（97%的显著性）-这种亏损在每个单独的星团中只是边缘的（<约1.5 sigma）。合并样本中的蓝离散星相对于巨星集中在中心。
1996-11-20 astro-ph
Dense Stellar Systems as Laboratories for Fundamental Physics
星系核和球状星团就像实验室，在那里，自然界通过碰撞和以双星的形式形成束缚态，对正常恒星、中子星和黑洞进行实验。与通常的地球实验室的主要区别是，我们无法控制实验。相反，我们别无选择，只能在地球上创建虚拟实验室，以便在大规模计算实验中模拟所有相关的物理学。这意味着一个现实的处理恒星动力学，恒星演化，恒星流体力学。这三个领域中的每一个都有自己的遗留代码，这些代码通常分别用于模拟星团、恒星和恒星碰撞。我概述了需要采取的主要步骤，以嵌入和在需要的地方转换这些遗留代码，以产生一个更加模块化和强大的环境建模密集的恒星系统。现在正是时候：几年之内，计算机将达到所需的速度，在千万亿次的范围内，跟踪一个有100万颗恒星的星团100亿年，同时解决内部的双星和多星运动。到那时，模拟软件将成为我们分析致密恒星系统能力的主要瓶颈。只有通过全面的模拟，我们才能够严格测试我们的理解的“微观物理”的恒星碰撞及其后果，在一个直接的比较与观察。
2006-01-11 astro-ph hep-th physics.comp-ph
