首页/论文/0801.2768

arXiv 0801.27682008-01-17astro-ph

在维里平衡中产生初始质量分离星团的一种新方法

A new method to create initially mass segregated star clusters in virial equilibrium

L. Subr, P. Kroupa, H. Baumgardt

备注：: 9 pages, 8 figures, accepted for publication in MNRAS
DOI：: 10.1111/j.1365-2966.2008.12993.x

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

摘要英文摘要相关论文

摘要：

质量分离是自引力星团动力学演化中最强有力的特征之一。在本文中，我们制定了质量分离的星团维里平衡的参数化模型。为了这个目的，我们引入平均粒子间的潜力，统计描述的非隔离系统，并提出了一个单参数概括其形式，给出了一个质量隔离状态。我们描述了一种算法，用于构建适当的星团模型。他们的稳定性在几个交叉时间验证以下的演变，通过直接N体积分。

英文摘要：

Mass segregation stands as one of the most robust features of the dynamical evolution of self-gravitating star clusters. In this paper we formulate parametrised models of mass segregated star clusters in virial equilibrium. To this purpose we introduce mean inter-particle potentials for statistically described unsegregated systems and suggest a single-parameter generalisation of its form which gives a mass-segregated state. We describe an algorithm for construction of appropriate star cluster models. Their stability over several crossing-times is verified by following the evolution by means of direct N-body integration.

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

阅读原文

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

本文内容

摘要英文摘要相关论文

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

继续探索

相关论文

球状星团中原初质量分离的证据

Evidence for primordial mass segregation in globular clusters

我们已经研究了溶解的初始质量分离和未分离的星团由于两体松弛在外部潮汐场，使用Aarseth的碰撞N体代码NBODY 4 GRAPE 6专用计算机。当外推最初没有质量分离模型的结果球状星团，我们得到的时间之间的相关性，直到破坏和质量函数的斜率，在这个意义上说，球状星团这是更接近溶解更强烈地耗尽低质量的恒星。这种相关性符合观测到的大多数球状星团的质量函数。然而，几个球状星团的质量函数在低质量恒星中比这些模型所建议的更强烈地耗尽。如果球状星团最初就开始质量分离，那么这种强烈的质量亏损函数就可以得到解释。原始质量分离还解释了恒星质量函数的斜率与星系团浓度之间的相关性，这是De Marchi等人（2007）最近发现的。在这种情况下，可能所有的球状星团都有一个类似于现在宇宙中年轻的疏散星团的质量函数，至少对于m=0.8 Msun以下的恒星来说是这样。这表明质量函数对于不同的恒星形成环境和金属丰度在-2 < [Fe/H] < 0.最后，我们描述了一种新的算法，它可以初始化固定的质量隔离集群与任意密度分布和质量隔离量。

2008-06-04astro-ph

年轻星团早期质量分离的动力学起源

A dynamical origin for early mass segregation in young star clusters

一些年轻的星团表现出一定程度的质量分离，这是不一致的标准两体松弛的影响，从一个最初未分离的系统没有子结构，在维里平衡，目前还不清楚是否当前的团簇形成模型可以解释这种程度的初始隔离在集群的显着质量。在这封信中，我们证明，合并的小块，无论是最初的质量隔离，或在质量隔离可以产生两体松弛之前，他们合并，一般会导致较大的系统，继承祖块的隔离。我们的结论是，以这种方式形成的集群是自然的质量分离，占异常的观察结果，并建议在构建集群动力学模型时，应充分考虑到这个过程中的即时质量分离，由于初始成块。

2006-09-19astro-ph

在高红移维里化的低质量晕中含富He星的银河系球状星团的形成

Formation of the Galactic globular clusters with He-rich stars in low-mass halos virialized at high redshift

最近的观测报告表明，银河系球状星团（GCs）具有异常扩展的水平支（EHB）形态，与整个银河系GC系统相比，其速度色散明显较低。我们认为，所观察到的独特的运动学的GC与EHB的GC的形成时代的有价值的信息，并相应地讨论了这一观测结果的基础上的宇宙学N体模拟与GC的形成模型。我们假设星系中的GC最初形成于高红移的低质量晕中，并在$z=0$研究了GC在其宿主晕中的最终运动学。我们发现，在z>10维里化的晕中形成的GC显示出比在z>6时形成的GC在z=0时的晕平均更低的速度色散。因此，我们认为，所观察到的银河系GCs与EHB的低速色散的起源是密切相关的早期形成时代（z>10）的晕最初托管的GC在星系形成的过程中。考虑到EHB的起源可能是由于氦增强的第二代恒星在GC中的存在，我们讨论了长期存在的GC的第二参数问题的背景下，不同程度的化学污染的GC形成的气体云内的低质量晕维里化在不同的红移。

2007-09-22astro-ph

三重星系的动力学演化

Dynamical Evolution of Triplets of Galaxies

通过N体模拟，我们研究了三胞胎星系的全球动力学，考虑从“最大膨胀”和维里平衡的初始条件。与以前的研究不同，我们对待星系的自我一致性。我们不考虑暗物质的原始共同晕的影响。我们的研究结果表明，一个低的三重合并预计在目前的时代（~10%）的坍缩三胞胎。初始维里化条件在~10 Gyr的演化中产生~5%的三重合并;因此，3-星系问题具有稳定状态。没有发现这些小星系群的过度合并问题。它们的几何性质，如由Eschkyan-Anosova地图所反映的，没有显示出极端等级三胞胎的过剩。在目前的时代，我们的模型中没有很好地再现所观察到的紧凑的三胞胎（~100公里/秒）的中值速度色散。然而，大约10%的模拟三重态从最大膨胀开始具有与它们非常相似的动力学性质。然而，我们的中值与三倍的新数据非常吻合。我们发现，中位数质量估计执行稍好于维里质量估计。VME低估了质量35%。我们的结论是，Karachentsev的紧凑的三胞胎可能是最先进的阶段，最初弥漫的三胞胎引力集群。

2001-06-28astro-ph

Galerkin紧致群的演化I。合并费率

Evolution of Compact Groups of Galaxies I. Merging Rates

讨论了由5个全同椭圆星系组成的致密星系群的合并速率。所有基团都具有相同的质量和结合能。我们认为这两种情况下，个别晕和晕是共同的所有星系和包围整个集团的情况下。在后一种情况下，如果晕的质量更大，合并的速度就更慢。单个晕的质量对合并速率的影响很小，因为我们模拟的所有星系都有相同的质量，所以更大的星系有更小的速度色散。如果配置是集中的，就像指数为10的King分布一样，具有单独光环的组比具有共同光环的组合并得更快。另一方面，对于不太集中的配置，合并最初对于单个晕轮情况更快，并且在部分组合并之后更慢。在具有共同晕的情况下，中心集中的构型在晕与总质量比高时合并得更快，在晕与总质量比低时合并得更慢。最初维里比小于1的组合并得更快，而最初具有圆柱形旋转的组合并得比从维里平衡开始的组慢。为了测试一个维里化的群体在合并之前能存活多久，我们跟踪了一个具有高晕-总质量比和中心浓度很小的密度分布的群体的进化。我们发现，第一次合并发生后，大量的交叉时间，这与合理的校准应该大于哈勃时间。因此，至少在适当的初始条件下，紧致群的寿命不一定是个问题，这也是为什么我们观察到如此多的紧致群，尽管它们的寿命似乎很短的另一种解释。

1996-12-23astro-ph

球状星团的气体排出和初始质量分离对恒星质量函数的影响

The influence of gas expulsion and initial mass-segregation on the stellar mass-function of globular star clusters

最近de Marchi，Paresce & Pulone（2007）研究了20个球状星团的样本，发现所有高浓度的星团都有陡峭的恒星质量函数，而低浓度的星团有相对较浅的质量函数。没有发现具有平坦质量函数和高浓度的球状星团。这看起来很奇怪，因为更集中的星团被认为是动态地演化，并且应该通过蒸发失去更多的低质量恒星，这将导致低质量部分的质量函数变浅。我们发现，这种效果可以解释为残余气体驱逐最初的质量分离的星团，并通过未解决的双星进一步增强。如果气体排出是正确的机制，以产生所观察到的趋势，然后观察这些参数将允许限制集群的启动条件，如恒星形成效率和气体排出的时间尺度。

2008-03-04astro-ph

更多相关论文收起更多论文

维里温度> 10000 K的银河系前暗物质晕中通往大质量黑洞和致密星团的路径

Pathways to massive black holes and compact star clusters in pre-galactic dark matter haloes with virial temperatures > 10000K

对Tvir~10000 K的前星系DM晕中原子冷却驱动的气体坍缩的大动态范围数值模拟表明，在转动支撑开始之前，气体损失了90%以上的角动量。在这些晕的一小部分中，金属丰度低，紫外线辐射抑制了H_2冷却，因此条件非常有利于大质量黑洞的快速形成。根据金属富集的进展，外部和内部紫外辐射对H_2冷却的持续抑制以及捕获引力能释放产生的熵的能力，预计晕中心的气体将形成超大质量恒星，一个恒星质量的黑洞以超爱丁顿吸积速率吸积，或者一个紧凑的星团经历碰撞运行，远离中心的大质量恒星在这三种情况下，一个初始质量适中的大质量黑洞发现自己处于气体快速流入的中心，流入速率为~1 M太阳\yr。大质量黑洞将因此迅速增长到10^5到10^6太阳质量，直到进一步的流入停止，要么是由于恒星形成消耗气体，要么是由于不断增长的大质量黑洞不断增加的能量和动量反馈。以这种方式形成大质量种子黑洞的条件在T_vir~15000 K和V_vir~20 km \s的晕中是最有利的，其中质量较小的晕不允许通过原子冷却使气体坍缩，而质量较大的晕更容易碎裂。这应该会在银河系前晕中的大质量黑洞种子的早期种群的质谱上留下一个特征质量，这些黑洞种子后来将成长为银河系凸起中观测到的超大质量黑洞种群。

2008-10-15astro-ph

分形星团的动力学演化：子结构的生存

The dynamical evolution of fractal star clusters: the survival of substructure

我们模拟了分形星团的动力学，以研究在新形成的星团的子结构的演化。速度弥散是决定子结构生存的关键参数。在具有低初始速度分散的团簇中，团簇随后的坍缩倾向于擦除子结构，尽管一些子结构可能在坍缩阶段之后持续存在。在维里比为0.5或更高的簇中，初始密度亚结构在几乎所有情况下都能存活几次。即使是最初均匀的团簇，如果它生来就具有相干速度色散，也可以发展出子结构。这些结果表明，用于许多复杂的$N$体模拟的简单初始条件可能会错过星团演化的一个非常重要和戏剧性的阶段。

2003-10-13astro-ph

星团的吸积和IMF

Accretion in stellar clusters and the IMF

我们提出了一个简单的物理机制，可以解释所观察到的质量为$\ms \simgreat 0.5 \solm$的恒星质谱。该模型完全依赖于竞争吸积发生在星团中，每个恒星的吸积率取决于当地的气体密度和吸积半径的平方。在一个星团中，有两种不同的状态，取决于是气体还是恒星主导引力势。当星系团由冷气体主导时，吸积半径由潮汐瓣半径给出。这发生在簇向$ρ\propto R^{-2}$分布塌陷时。在该状态下的吸积产生具有$γ=-3/2$渐近极限的质谱（其中Salpeter是$γ=-2.35$）。一旦恒星支配了势能并被维里化，这首先发生在星团核心，吸积半径就是邦迪-霍伊尔半径。如果恒星已经被质量分割，那么所得到的质量谱有一个斜率稍陡的渐近极限$γ=-2$（$γ\approx-2.5$）。对包含1000颗恒星的星团吸积的模拟表明，正如预期的那样，低质量恒星在气体占主导地位的阶段积累了大部分质量，而高质量恒星在恒星占主导地位的阶段积累了大部分质量。这导致低质量恒星的质量谱具有相对较浅的$γ\approx 3/2$幂律，而高质量恒星$ -2.5\simlessγ\le -2$的质量谱具有较陡的幂律。这种竞争吸积模型也导致了质量分离的集群。

2001-02-07astro-ph

气体损耗对束缚星团形成的影响

The Effect of Gas Loss on the Formation of Bound Stellar Clusters

研究了气体喷射对新形成的星团结构和结合能的影响。恒星形成效率（SFE），必要的形成引力束缚星团，确定。两套数值N体模拟：作为第一个简化的方法，我们把残余气体作为一个外部潜在的。在给定的时间尺度上，将气体质量减少到零来近似气体排出，该时间尺度被视为自由参数。在第二组模拟中，我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）遵循的流出的残余气体的动态自洽。我们调查的情况下，气体外流引起的向外传播的冲击波前，整个气体云加热均匀，导致喷射。如果恒星最初与气体环境处于维里平衡，则束缚星系团仅在局部SFE大于50%或气体排出时间尺度与动力学时间尺度相比较长的区域形成。一个小的初始速度分散的恒星导致压缩的集群在驱逐阶段，并减少所需的SFE形成绑定集群到小于10%。

2000-07-27astro-ph

镓团簇的演化：质量剥离和共晕生长

Evolution of Clusters of Galaxies: Mass Stripping from Galaxies and Growth of Common Halos

我们使用自洽的$N$体模拟研究了星系团的演化，其中每个星系由许多粒子模拟。我们使用不同的初始条件对大约20种情况进行了模拟。在所有模拟中，团簇最初处于维里平衡。我们发现，超过一半的总质量逃离个别星系在几次交叉的集群，并形成了一个弥漫的晕。共同晕的增长率仅微弱地依赖于单个星系的大小。星系质量的剥离主要是由于星系间的相互作用，而不是由于星系团势潮汐场的影响。由于中心区域的相互作用更频繁，因此中心区域的星系剥离的质量大于外部区域的星系。因此，星系与中心的距离和星系质量之间形成了正相关。共同晕的体积密度分布在中心区域表示为$ρ\propto r^{-1}$。这种质量分布与使用X射线观测估计的星团质量分布一致。

1999-10-29astro-ph

蛇夫座主云中恒星形成的初始条件：原星团凝聚的动力学

The initial conditions of star formation in the Ophiuchus main cloud: Kinematics of the protocluster condensations

星团恒星形成的最早阶段和恒星初始质量函数（IMF）的起源目前存在很大争议。为了确定IMF的起源，我们研究了蛇夫座分子云复合体L1688原星团中1.2mm尘埃连续体中的无星凝聚体和原恒星的内部运动和相对运动。无星凝聚体的质谱类似于IMF，因此可能代表了原星团中恒星形成的初始阶段。我们用IRAM 30米望远镜对蛇夫座原星系团凝聚进行了详细的分子谱线观测，包括一些N2 H+（1-0）作图。我们测量了亚音速或最跨音速水平的内部湍流内的凝聚，这意味着维里质量，一般同意在一个因素的2与质量来自1.2毫米的尘埃连续。这支持了大多数L1688无星凝聚体是引力束缚和星前性质的观点。我们测量了一个全球性的一维速度色散小于0.4公里/秒之间的凝聚。这种小的相对速度色散意味着，一般来说，凝聚体在演化成前主序星之前没有时间相互作用。我们的观察结果支持这样一种观点，即IMF在一定程度上是由星前阶段的云碎片化决定的。竞争吸积是不太可能是在原恒星阶段的蛇夫座原星团的主导机制，但它可能会支配的增长，无星，自引力凝聚最初产生的重力湍流碎片向IMF，萨尔彼得质谱。

2007-08-02astro-ph

通过引力坍缩和竞争吸积的恒星形成

Star formation through gravitational collapse and competitive accretion

竞争吸积是解释IMF起源的一个过程，当恒星在一个共同的引力势中从一个分布的气体成分吸积时发生。我们表明，最近提出的竞争性吸积的效率的关注是不正确的，因为他们使用全球平均的性能是不合适的形成星团的详细物理。完整的处理需要对团簇势、湍流速度分布和气体密度进行现实的处理。吸积气体不旅行在全球维里速度的系统，由于湍流气体中固有的速度sizescale关系，并由于小N集群中的吸积发生的速度较低的色散。位于这类系统中富含气体中心的恒星，在需要吸积较高速度的气体之前，最初是从较低相对速度的气体中吸积而来，获得较大的质量。不在这种势的中心的恒星，或者当速度色散较高时进入星团的恒星，不会显著地吸积，因此保持它们的低质量。在竞争性吸积中，大多数恒星不会继续显著地吸积，以至于它们的质量是由碎裂过程决定的。只有少数恒星继续吸积，成为质量更高的恒星。因此，竞争吸积可能是形成高质量恒星的原因，并可以解释这些恒星的质量分布，质量分离和双星频率。全球运动学的竞争吸积模型包括大规模的质量下降，平均流入速度为0.5公里/秒，在0.5秒差距的尺度，但下降的签名很可能被混淆的大切向速度和速度分散本。

2006-04-28astro-ph

星系暗物质晕及其亚结构的形成和演化

Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure

我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。

2008-05-13astro-ph

分子云演化II。从云的形成到恒星在衰变条件下形成的早期阶段

Molecular Cloud Evolution II. From cloud formation to the early stages of star formation in decaying conditions

我们研究的形成巨大的致密云复合体和恒星在其中的温和的超音速碰撞的气体流（“流入”）在温暖的中性介质（WNM）的SPH数值模拟。由此产生的压缩导致气体冷却和湍流的产生，形成一个云，然后成为自引力和经历全球崩溃。同时，湍流，非线性密度波动诱导快速，局部崩溃事件。模拟结果表明：（1）云并不处于平衡状态。相反，它们经历了世俗的进化。最初，它们的质量和引力能|Eg|稳定增加，而湍流能量Ek达到一个平台。b）当|Eg|变得与Ek相当时，全局坍缩开始，导致两者同时增加，从而维持接近均分的条件|Eg| ~ 2 Ek。c）较长的入流持续时间通过在较长时间内维持云中较高的湍流速度分散来延迟全局和局部崩溃的开始。d）恒星形成速率从一开始就很大，没有任何缓慢和加速恒星形成的时期。e）局部恒星形成团块的柱密度与分子形成所需的柱密度非常相似，这表明局部分子气体和恒星形成几乎同时发生。这里讨论的MC形成机制自然地解释了MC的明显的“男性化”状态和它们周围普遍存在的HI晕。在他们的假设中，我们的模拟支持MC形成后快速恒星形成的场景，尽管长时间（>~ 1500万年）的积累期确实存在，在此期间云建立了它们的引力能，并且预计将在原子阶段花费。

2007-01-22astro-ph