Mass loss and evolution of hot massive stars
我们讨论了质量损失的作用，最大质量的恒星的演化，突出的作用，预测的双稳定性跳跃，可能是相关的旋转速度的演变过程中或之后的主要序列。这一机制也被提出来解释从亮蓝变星（LBV）的风中看到的质量损失变化。这些可能与最近在一些过渡超新星（SNe）中看到的准正弦调制有关，也与最近在SN 2005 gj的H α线中发现的双穿透吸收剖面有关。最后，我们讨论了金属丰度的作用，通过Z-依赖的字符，他们的风，在初始和最终（沃尔夫-拉叶）阶段的演变，长伽马射线暴（GRB）的祖星的角动量演化的影响。
2008-09-27 astro-ph
An explanation for the curious mass loss history of massive stars: from OB stars, through Luminous Blue Variables to Wolf-Rayet stars
大质量恒星的恒星风在从O星到亮蓝变星到沃尔夫-拉叶变星的演化过程中，其质量损失率和终极速度有很大的变化。在这些阶段中，亮度保持大致不变。这些风属性的变化很大的辐射驱动风理论的背景下，我们认为四个不同的模型来解释。它们是由于半径，重力和表面成分的演变变化，以及从光学薄（连续）线驱动风到光学厚辐射驱动风的变化。
2002-10-17 astro-ph
Stellar winds from massive stars - What are the REAL mass-loss rates?
我们讨论最近的证据表明，目前接受的质量损失率可能需要向下修订，作为以前被忽视的风的“结块”的后果。最后总结了有关成团因子径向分层的新结果。我们研究了聚集对磷电离平衡的影响，这在从FUV PV共振线的分析中推导出聚集因子的约束时具有重要意义。
2006-07-13 astro-ph
Eruptive Mass Loss in Very Massive Stars and Population III Stars
我讨论了短时间爆发的质量损失非常巨大的恒星的演化中所扮演的角色。像19世纪的船底座伊塔事件这样的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发几乎可以瞬间消除大量的质量，使它们在恒星演化中具有重要意义。它们可能比线驱动风从恒星上带走更多的质量，特别是如果恒星风高度聚集，以至于之前对O星质量损失率的估计需要向下修正。当在其他星系中被视为“超新星冒名顶替者”时，这些LBV爆发通常持续不到十年，并且它们可以消除10 Msun的数量级，如LBV周围的大质量星云所示。这种极端的质量损失率不能由谱线上的辐射压力驱动，因为谱线在事件期间将完全饱和。相反，这些爆发必须要么是连续驱动的超级爱丁顿风，要么是完全的流体动力爆炸，这两种爆炸对金属丰度都不敏感。因此，这种质量损失的爆发模式也可能在早期宇宙中大质量贫金属恒星的演化和最终命运中发挥关键作用。如果它们发生在这些第三星族恒星中，这样的爆发也会深刻地影响早期超新星和超超新星残余物的化学产额和类型，这些超新星和超超新星被认为是长伽马射线暴的起源。
2006-07-24 astro-ph
Massive star feedback - from the first stars to the present
质量损失的数量对于大质量恒星的生死、化学元素和动量进入星际和星系间介质以及发射的电离辐射具有根本的重要性。我回顾热大质量恒星的质量损失预测作为OB星，发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星的金属含量的函数。虽然发现预测的质量损失率随着金属含量的减少而急剧下降（Mdot ~ Z^{0.7-0.85}），但我强调了两个经常被忽视的物理学：（i）接近爱丁顿极限的大质量恒星的质量损失预测，以及（ii）用碳等主要元素丰富自己的大气的恒星。这两种效应都可能显著提高第一批恒星的质量损失率-与宇宙的再电离有关，以及在第一批超新星爆炸之前星系际介质的潜在预富集。
2005-11-01 astro-ph
Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence: very massive stars approaching the Eddington limit
Wolf-Rayet（WR）星的质量损失对于大质量恒星的最终命运和化学产额具有重要意义。它的Z-依赖关系的长期伽马射线暴（GRB）的形成和早期恒星世代的产量进行了讨论。然而，WR型星风的形成机制仍在争论中。我们提出了第一个完全自洽的大气/风模型晚型WN星。我们研究了导致它们强烈质量损失的机制，并研究了对恒星参数的依赖性，特别是对金属丰度Z的依赖性。我们确定WNL恒星非常巨大的恒星接近爱丁顿极限，可能仍处于中央H燃烧阶段。由于它们的高L/M比，这些恒星发展出光学厚度，辐射驱动的风。这些风显示出与OB星的薄风性质不同的性质。由此产生的质量损失很大程度上取决于Z，但也取决于爱丁顿因子和恒星温度。我们结合我们的结果在一个参数化的质量损失食谱WNL明星。根据我们目前的模型计算，接近爱丁顿极限的恒星倾向于形成强烈的WR型风，即使在非常低的Z。因此，我们的模型预测了低金属丰度恒星的有效质量损失机制。对于极贫金属的恒星，我们发现，与初级氮的自我富集可以驱动WR型质量损失。这些第一批WN星可能在早期ISM的新鲜产生的氮富集中发挥重要作用。
2008-03-06 astro-ph
Angular Momentum Loss and Stellar spin-down in Magnetic Massive Stars
我们研究了具有线驱动恒星风和旋转排列的偶极磁场的磁热星的角动量损失和相关的旋转自旋下降。我们的分析是基于我们以前的2-D数值MHD模拟研究，研究风，场和旋转之间的相互作用，作为两个无量纲参数的函数，W（=Vrot/Vorb）和“风磁约束”，$η_\ast$定义如下。我们比较和对比的2-D，时变的角动量损失的热星风的偶极子模型与经典的1-D稳态分析的韦伯和戴维斯（WD），谁使用了一个理想化的电磁场模型的角动量损失的太阳风。尽管存在差异，我们发现，总的角动量损失的平均立体角和时间密切遵循一般WD缩放$\dot {J} \sim \dot {M} ΩR_A^2$。关键的区别在于，对于偶极场，阿尔芬半径$R_A$明显小于他们分析中使用的偶极场WD。这导致了一个较慢的恒星自旋下降的偶极场与典型的自旋下降时间的顺序为100万年的几个已知的磁性大质量恒星。
2008-12-15 astro-ph
Massive star evolution: from the early to the present day Universe
质量损失和轴向旋转在塑造大质量恒星的演化中起着关键作用。它们影响着HR图中的轨道、寿命、表面丰度、辐射场的硬度、化学产额、超新星前状态、残骸的性质、星际介质中释放的机械能等.本文在回顾了质量损失和旋转的一些特点后，我们回顾了这两个过程在不同金属丰度下的影响。自转可能在低金属丰度时有最重要的影响，而质量损失和自转则深刻影响太阳和高于太阳金属丰度的大质量恒星的演化。
2008-06-25 astro-ph
Assessing the massive young Sun hypothesis to solve the warm young Earth puzzle
一个中等质量的早期太阳被提出来解决所谓的早期太阳暗淡悖论。我们计算的时间演化的太阳质量，这将需要由这个假设，使用一个简单的参数化的能量平衡模型地球的气候。我们的计算表明，太阳的质量损失率需要比现在高2-3个数量级，时间约为2 Gy。这样的质量损失历史是显着的差异（无论是在时间尺度和质量损失率的大小）与推断从天文观测的质量损失在年轻的太阳类似物。虽然天文数据具有启发性，但不能完全排除太阳有所需的质量损失历史的可能性;因此，我们还研究了假设的历史太阳质量损失对太阳系轨道动力学的影响，以期确定对假设的其他检验。行星和卫星轨道提供了一些测试，但这些都是弱或非唯一的。
2006-12-12 astro-ph
Mass loss from hot massive stars
质量损失是大质量恒星演化的一个关键过程，必须定量地理解，才能成功地应用于更广泛的天体物理学。在这篇综述中，我们讨论了辐射驱动的质量损失的各个方面，从理论和观测方面。我们专注于从OB星的风，与一些游览的发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星，A-超巨星和中央恒星的行星状星云。在简要介绍了线驱动风的一维定常标准模型后，讨论了考虑旋转和磁场的推广。所谓的双稳态跳跃的相关性进行了概述。我们总结了从观测资料中推断风特性的诊断方法，并将结果与理论预测进行了比较，其特点是质量损失-金属丰度依赖性。随后，我们集中在两个紧迫的问题，挑战我们目前的理解辐射驱动的风：弱风和风丛。我们讨论了测量质量损失率从弱风和近红外光谱的潜力的问题。风聚集有严重的影响，观测诊断的解释，推导出的质量损失率可以高估的因素2至10，如果聚集被忽略，我们描述了正在进行的尝试，以允许更统一的结果。我们指出，独立的论点，从恒星演化赞成适度减少目前的质量损失率。我们还考虑了更大尺度的风结构，解释在同向旋转相互作用的区域，并完成这篇评论与讨论的X射线线发射的大质量恒星的最新进展，突出到多远的分析，这样的X射线线发射可以提供进一步的线索，关于风聚集的充分描述。（摘要摘要）
2008-11-04 astro-ph
A consistent solution for the velocity field and mass-loss rate of massive stars
恒星风是我们理解大质量恒星演化及其进入星际介质的重要方面。在这里，我们提出的解决方案的速度场和质量损失率的恒星流出，以及通过使用所谓的兰伯特W-功能的情况下，质量吸积。对于辐射驱动的风的情况下，速度场的分析得到的线加速度，只依赖于半径，我们从蒙特卡罗多线辐射转移计算得到的参数化描述。在我们的运动方程中，临界点是音速点.我们还推导出一个近似的解析解的超音速流，它非常类似于我们的精确解。对于质量损失率和速度场的同时求解，我们提出了一种新的迭代方法。我们应用我们的理论表达式和我们的迭代方法从一个典型的O 5-V主序星的星风，并找到很好的协议与经验值。我们的计算代表了一个自洽的质量损失计算，包括多线散射的O型恒星的影响，开辟了应用蒙特卡罗质量损失计算的经验约束不能很容易地获得的宇宙区域的可能性。
2008-10-28 astro-ph
UV Spectroscopy of Metal-Poor Massive Stars in the Small Magellanic Cloud
哈勃太空望远镜提供了第一个明确的证据，证明小麦哲伦星云中缺乏金属的大质量恒星的风较弱，证实了质量损失率和风终极速度与金属丰度相关的理论预测。然而，对于低光度的O型恒星，导出的质量损失率比预测的要低几个数量级，并且目前还无法解释。
2007-07-16 astro-ph
Presupernova evolution and explosion of massive stars with mass loss
本文综述了太阳金属丰度在11-120 Msun范围内的大质量恒星的主要性质。详细讨论了质量损失对静压燃烧阶段以及最终爆炸的影响。结果表明，进入WNL、WNE和WC阶段的最小质量分别为30 Msun、35 Msun和40 Msun; SNII和SNIb/c爆炸的恒星之间的极限质量在30 ~ 35 Msun之间;爆炸后形成中子星和黑洞的恒星之间的极限质量在25-30 Msun之间。我们还讨论了在Salpeter IMF上积分的化学产额的性质，我们发现M>=35 Msun的恒星对C，N的产生贡献约60%，对Sc和s过程元素（直到Zr）的产生贡献约40%，而它们由于大的残余质量而不产生任何中间质量元素
2006-11-04 astro-ph
The WR population predicted by massive single star and by massive binary evolution
我们讨论了大质量单星和大质量密近双星群体数合成预测WR星之间的差异。我们发现，WC/WN数比作为金属丰度的函数显着取决于是否包括二进制文件。此外，在太阳附近观察到的WC（+OB）/WN（+OB）的数量比似乎表明，WR的质量损失率是另一个因素2相比，最近提出的聚集校正的形式主义。然后，我们证明，所观察到的低光度分布的单WN星可以解释在一个令人满意的方式由大规模的单星演化计算的红超巨星阶段计算使用恒星风质量损失率的形式主义，是基于最近的观测。
2007-03-30 astro-ph
Evolution of Massive Stars under New Mass-Loss Rates for RSG: Is the mystery of the missing blue gap solved ?
在本文中，我们提出了新的大质量恒星模型的基础上扩散混合理论的最新进展和一个新的经验公式的红超巨星的质量损失率。我们计算了两组初始化学组成为[Z=0.008，Y=0.25]和[Z=0.020，Y=0.28]的大质量恒星模型。根据de Jager等人（1988）的经验关系，还考虑了恒星风造成的质量损失。尽管新的混合处方，这些模型共享相同的问题，旧的模型在文献中的解释恒星的观测分布在整个HRD的关注。检查失败的可能原因，我们发现，所采用的红超巨星阶段的质量损失率低估了观测值的一个很大的因素。修改整个问题，首先我们采用Feast（1991）的最新公式，其次我们还考虑了尘埃与气体之比随恒星亮度变化的可能性。然后用新的质量损失率公式计算恒星模型。该模型现在拥有非常广泛的循环在HRD，并能够匹配的分布在整个HRD从最早到最新的光谱类型都在银河系，LMC和SMC的恒星。最后，由于表面的H-丰度是接近的限制，通过开始沃尔夫-拉叶阶段（WNL型），我们认为，一个新的通道是可能的低光度WNL星的形成，即由祖先的质量可以低至20 \msol，已经发展水平跨越HRD以下的蓝-红-蓝计划，并遭受大质量损失期间的红超巨星阶段。
1997-11-12 astro-ph
Stellar winds from Massive Stars
我们回顾了各种技术，通过它的风性质的大质量恒星- O型星，AB超巨星，发光蓝变星（LBV），沃尔夫-拉叶星（WR）和冷超巨星-推导。风动量-光度关系（例如Kudritzki et al. 1999）提供了一种预测O型星和蓝超巨星质量损失率的方法，它优于以前的参数化方法。假设理论上的sqrt（Z）金属丰度依赖性，麦哲伦云O恒星的质量损失率通常在各种校准的两个因素内匹配。来自LBV的恒星风通常比同等的B超巨星密度更大，速度更慢，在巨大爆发期间具有异常的质量损失率Mdot=10^-3。10^-1 Mo/yr（Drissen et al. 2001）。最近银河系WR星的质量损失率表明，由于成团，相对于以前的校准值向下修正了2-4（例如Schmutz 1997），尽管金属丰度依赖性的证据仍然不确定（Crowther 2000）。从其他技术得到的发光（> 10^5 Lo）黄超巨星和红超巨星的质量损失性质仍然是高度矛盾的。最近银河系和大麦哲伦星云对RSG的观测结果显示，RSG的质量分散度很大，典型的质量损失率在10^-6之间。10^-4 Mo/年，少数病例显示10^-3 Mo/年。
2000-10-27 astro-ph
Mass loss and very low-metallicity stars
质量损失在太阳金属丰度下的大质量恒星演化中起着主导作用。在讨论了不同的质量损失机制和它们的金属丰度依赖性之后，我们提出了在很低的金属丰度下强烈质量损失的可能性。我们在Z= 1 e-8的模型显示，质量超过60个太阳质量的恒星在红超巨星阶段可能会失去其初始质量的很大一部分。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。我们的85太阳质量模型结束了它的生命作为一个快速旋转WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的Ic型SNe和长，软伽玛暴在很低的金属丰度的存在。在红超巨星阶段或Omega-Gamma极限的这种强烈的质量损失可能会阻止最大质量的恒星以成对产生的超新星的形式结束。从核合成的观点来看，计算出的极低金属丰度模型也非常有趣。事实上，大质量恒星模型的恒星风可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。最后，利用化学演化模型，我们能够再现在正常的极端贫金属星中观察到的CNO元素的演化。
2007-09-12 astro-ph
Long Term Evolution of Massive Black Hole Binaries
在各种物理机制中研究了星系中心大质量黑洞双星的长期演化，目的是解决"最终秒差距问题“，即，黑洞双星如何缩小到分离状态，从而使发射重力波变得有效。一个双星系统通过引力弹弓将恒星抛出，并在宿主星系中雕刻出一个损失锥。双星的持续衰变需要重新填充损失锥。我们表明，标准的治疗损失锥再填充，来自碰撞松弛系统，如球状星团，可以大大低估了在星系核的再填充率。我们推导出非平衡损失锥动力学的表达式，并计算星系合并后的大质量黑洞双星衰变的时间尺度，获得显着高于迄今为止的衰变率。即使在没有两体弛豫的情况下，双星的衰变也会持续下去，这是因为在偏心轨道上返回到核中的恒星会被反复弹射。我们表明，这种回收的恒星导致一个渐进的，近似对数依赖的二进制结合能对时间的依赖。我们导出了黑洞双星布朗运动引起的损失锥再填充的表达式。我们还表明，数值N体实验是不适合探测这些机制在很长一段时间内，由于虚假的放松。
2003-08-25 astro-ph
Evolution of zero-metallicity massive stars
我们讨论了原始的大质量和超大质量恒星的演化特性，假设它们是由不含金属的气体形成的。恒星模型在大范围的初始质量（8 Msun <= Mi <= 1000 Msun），包括氢和氦燃烧阶段，直到碳燃烧的开始。在大多数情况下，演化是在恒定质量下进行的。为了估计通过恒星风的质量损失的可能影响，最近的质量损失率的分析形式主义适用于非常大质量的模型（Mi >= 120 Msun）。
2002-10-25 astro-ph
Interaction of massive black hole binaries with their stellar environment: II. Loss-cone depletion and binary orbital decay
我们利用详细的散射实验研究了星系中心大质量黑洞双星的长期演化。从各向同性麦克斯韦分布画出的环境星不受双星的束缚，被引力弹弓弹射出去。我们构建了一个最小的，混合模型的损耗锥和轨道衰变的二进制，并表明，二次弹弓-返回小碰撞参量轨道上的恒星有第二个超弹性散射的MBHB -可能会大大有助于收缩的对在大的二进制质量比的情况下。在没有通过两体松弛或其他过程的损失锥再填充的情况下，MBHB失速前喷出的质量是二元约化质量的一半。大约50%的被喷射出的恒星是在一个持续约1 E4年M_6 ^[1/4]的“爆发”中被喷射出的，其中M_6是双星的质量，单位为1 E6 Msun。损失锥在几个隆起交叉时间尺度（1 E7年M_6 ^1/4）内完全排空。即使在没有两体弛豫或气体动力学过程的情况下，M_6 >0.1的不等质量和/或偏心双星也可以在不到一个哈勃时间内收缩到引力波发射区，因此是计划中的激光干涉仪空间天线（LISA）的“安全”目标。
2007-01-22 astro-ph
Mass-Loss Rate Determination for the Massive Binary V444 Cyg using 3-D Monte-Carlo Simulations of Line and Polarization Variability
本文采用一个新发展的三维Monte Carlo模型，结合一个多线非LTE辐射传输模型，计算了大质量双星\object{V444 Cyg}（WN 5 + O 6）中Wolf-Rayet（W-R）星的质量损失率。通过同时拟合观测到的\HeI（5876）和\HeII（5412）谱线轮廓以及（V）带三个Stokes参数（（I，Q，U））的连续光变曲线，得到了质量损失率的独立估计。我们的测定的高精度来自于许多观测约束的使用，以及连续极化对质量损失率的敏感性。我们的最佳拟合模型表明，系统的质量损失率为（\dot{M}_{\WR} =0.6（\pm 0.2）\times 10^{-5} M_{\sun} \mathrm{yr}^{-1}），并且与到\object{V444 Cyg}的假定距离无关。拟合不允许导出W-R星的半径的唯一值。W-R星大气的体积填充因子的范围估计在0.050（对于$R_{\WR}=5.0 R_{\sun}$）到0.075（对于$R_{\WR}=2.5 R_{\sun}$）之间。我们还发现，\HeI（5876）的蓝边的\HeI（5876）的E-S和\HeII（5412）的E-S线在相位0.8是相对不受来自风-风相互作用区的发射和O-星大气的吸收，因此，在这个阶段的配置文件是合适的光谱线拟合使用球面辐射传输模型。
2002-03-25 astro-ph
Massive Star Formation Rates and Radial Distributions from Halpha Imaging of 84 Virgo Cluster and Isolated Spiral Galaxies
本文通过对55个室女星系团和29个孤立的S 0-Scd亮（M（B）< -18）旋涡星系的R和H α表面光度和积分通量随哈勃型和中心R光浓度（球盘比）的变化关系的分析，比较了它们的大质量恒星形成性质。在中值中，室女星系团螺旋星系的总标准化大质量恒星形成率（NMSFR）与相同类型或浓度的孤立螺旋星系相比减少了2.5倍，范围从增强（高达2.5倍）到强烈减少（高达10倍）。在光盘内部30%的区域内，室女星系团和孤立的旋涡星系的NMSFR范围相似，室女星系的NMSFR增强中值也相似。对于室女星系团螺旋星系来说，光盘外部70%的NMSFR在中位数上减少了9倍，在逐渐增大的光盘半径上，恒星形成的减少更为严重。因此，室女星系团螺旋星系中恒星形成总量的减少主要是由于恒星形成盘的空间截断造成的。HI缺乏与R光中心浓度的相关性远弱于HI缺乏与Hubble型的相关性。ICM-ISM对旋涡星系气体的剥离很可能是室女星系团旋涡星系中截短的恒星形成盘的原因。这种效应可能是负责的形态-密度关系的一个重要部分。
2004-06-09 astro-ph
Chemical Abundances and Yields from Massive Stars
恒星的旋转产生了内部混合的元素，由于剪切不稳定性和纬向环流。这导致在大约7- 9 $M_{\odot}$以上的大质量恒星中可观测到$N/C$增强。自转也有利于恒星风造成的质量损失。质量损失效应在质量高于30 $M_{\odot}$时占主导地位，而在低于该极限时占主导地位。混合的影响在较低金属度$Z$时也大得多，因为内部$Ω$ --梯度更陡。这似乎与SMC中的观察一致。在非常低的$Z$和Z=0，混合之间的He-燃烧的核心和H-燃烧的外壳导致生产的初级N在中等质量的恒星。这种富集增加了旋转恒星的金属丰度，而且具有中等初速度的大质量Z=0恒星目前在MS阶段的一小部分达到分裂速度。这两种效应都有利于Z=0恒星的质量损失，这些恒星的喷出物与富含C的贫金属恒星非常相似。
2004-09-22 astro-ph
Full computation of massive AGB evolution. II. The role of mass loss and cross-sections
在系统的探索过程中的不确定性与输入的微观和宏观物理在建模的中等质量的恒星在其渐近巨分支（AGB）阶段的演变，我们专注于核反应率和质量损失的作用。我们考虑质量3<M/Msun<6.5的球状星团典型金属丰度，Z=0.001，并比较了用NACRE或Cameron & Fowler（1988）截面计算30个元素网络的热底部燃烧（HBB）的完整核合成所获得的结果。结果不同，特别是相对于Na 23核合成（这是更有效的NACRE的情况下）和镁同位素的比例。然而，对于这两种选择，CNO核合成表明，在我们的模型采用了非常有效的对流处理，C+N+O是恒定的两个因素。不同的质量损失率改变了六溴代二苯的物理条件和AGB相的长度，间接改变了化学产率。这些计算表明，我们的AGB模型的预测能力受到这些不确定性的破坏。特别是，目前似乎很难强烈地接受或否定这些来源在球状星团（GC）的污染中起着关键作用。
2005-05-13 astro-ph
Parameters and Winds of Hot Massive Stars
在过去几年中，新一代的大气模型代码，其中包括NLTE中数百万条谱线的金属线覆盖效应，已被用于通过应用于光学、红外和紫外光谱的定量光谱分析方法重新确定大质量恒星的性质。这导致了早期型恒星有效温标的显著变化和质量损失率的修正。观测到的质量损失率和有效温度强烈依赖于金属丰度，两者都与理论预测一致。新的大气模型与配备高效多目标摄谱仪的新一代10米级望远镜相结合，使得有可能在光谱细节上研究远远超出本星系群的星系中的蓝超巨星，以确定准确的化学成分，消光和距离。本文讨论了一种新的距离测定方法--通量加权重光关系，它是对现有恒星距离指标的一种很有前途的补充。在观测上，恒星质量损失率的确定仍然存在根本的不确定性，这是由于有证据表明风是不均匀和聚集的。这可能导致对观测到的质量损失率的重大修正。
2006-07-20 astro-ph
Evolution of Massive Black Hole Binaries
我们提出了一个大规模的N体模拟的恒星动力学演化的一个巨大的黑洞双星在一个球形星系的中心。我们专注于硬化率的依赖关系的弛豫时间尺度的母星系。一个简单的理论论证预言，双黑洞在其周围产生“损失锥”，一旦损失锥形成，硬化速率由场星扩散到损失锥的速率决定。因此，硬化时间尺度变得与松弛时间尺度成比例。然而，最近的N体模拟未能证实这一理论，并提出了各种解释。通过在足够长的时间内使用足够大的N（高达$10^6$）进行模拟，我们发现硬化率确实取决于N。我们的结果是一致的简单的理论预测，硬化时间尺度是成比例的松弛时间尺度。这种依赖性意味着大多数大质量的黑洞双星不太可能在哈勃时间内通过与场星的相互作用和引力波辐射合并。
2003-10-24 astro-ph
The evolution of binary star clusters and the nature of NGC2136/NGC2137
我们通过直接N体模拟研究了星团束缚对的演化。我们的模拟包括质量损失的恒星演化。初始条件被选择来模拟观测到的大麦云星云中的双星星团NGC 2136和NGC 2137。根据这两个星团相当古老的年龄（$\sim 100$ Myr）、质量、大小和它们的预计间距，我们得出结论，星团对一定是以15- 20 pc的初始间距诞生的。由于逃逸恒星的角动量损失，初始间距较小的星团倾向于在$\aplt 60$ Myr合并。由于演化中的恒星星族的质量损失，具有较大初始间距的星团往往会变得更加分散。双星团的早期轨道演化受演化中的恒星星族的质量损失和逃逸恒星的角动量损失的控制。在第一个$\sim 30$ Myr中，恒星风和超新星爆炸造成的质量损失导致双星膨胀，轨道变得偏心。最初质量较小的星系团膨胀得比二元分离增加得更快，因此必然会开始向质量较大的星系团进行质量转移。这一过程与双星相反，双星中质量较大的恒星往往会引发质量转移。由于质量转移是在一个热时间尺度上从质量较小的星系团转移到质量较大的星系团，所以这个半分离相是相当稳定的，即使在偏心轨道上，直到轨道分离达到两个星系团的回转半径，在这一点上，两个星系团合并为一个。
2006-09-03 astro-ph
