Cosmological Density Distribution Function from the Ellipsoidal Collapse Model in Real Space
本文计算了在引力演化的非线性区域中宇宙密度的单点概率分布函数。在宇宙流场演化可以用有限自由度拉格朗日局域动力学描述的局域近似下，导出了考虑光滑效应的概率密度函数的解析表达式。的有效性和实用性的局部近似，然后讨论比较这些结果与N体模拟在高斯初始条件。采用椭球坍缩模型（ECM）和球坍缩模型（SCM）作为拉格朗日局域动力学，发现在冷暗物质初始谱的情况下，局域近似的PDF与模拟结果吻合得很好.对于$P(k)\propto k^n$给出的无标度初始谱，N体结果存在虚假的数值效应，这使得我们不能给出详细的比较。然而，在N体数据的质量，基于ECM和SCM的模型预测在谱指数n =0的情况下与N体结果定量一致<0. For the index n>，拉格朗日局部动力学的选择对于准确预测变得至关重要，并且需要更精细的建模，然而，我们发现基于ECM的模型预测提供了更好的近似累积量和PDF的N体结果。
2004-02-26 astro-ph
On the reliability of merger-trees and the mass growth histories of dark matter haloes
我们已经使用合并树实现来研究暗物质晕的形成。合并树的构建基于三种不同的关于宇宙结构形成的图像。这些图像包括：球形塌陷（SC），椭球塌陷（EC）和非径向塌陷（NR）。合并树的可靠性已被检查比较他们的预测有关的祖细胞的数量分布，以及形成时间的分布，与预测的分析关系。比较结果非常令人满意。随后，>...
2005-08-24 astro-ph
A Lagrangian Dynamical Theory for the Mass Function of Cosmic Structures: I Dynamics
本文提出了一种确定宇宙结构质量函数的新理论。它依赖于对坍塌动力学的现实处理。在拉格朗日微扰框架下分析了引力坍缩。拉格朗日摄动提供了截断型近似，即小尺度结构被滤除。坍缩时间被适当地定义为轨道交叉发生的时刻。证明了拉格朗日级数在预测均质椭球体坍塌时间时的收敛性，同时也证明了在预测坍塌时三阶计算是必要的。然后，拉格朗日预测，与准球扰动的校正，可以用来确定一个均匀的椭球体的崩溃时间在一个快速和精确的方式。此外，椭球坍缩可以被认为是拉格朗日级数的一种特殊截断。然后考虑具有无标度功率谱的高斯场。当坍缩时间不大时，坍缩时间的拉格朗日级数收敛。在这种情况下，椭球坍缩给出了坍缩时间的快速和准确的近似;发现球形坍缩即使在统计意义上也不能很好地再现坍缩时间。分析拟合的分布函数的逆崩溃时间，预测的椭球模型和三阶拉格朗日理论，给出。这对于确定质量函数是必要的，质量函数将在论文II中给出。
1997-01-22 astro-ph
Collapse Barriers and Halo Abundance: Testing the Excursion Set Ansatz
我们对暗物质晕丰度的启发性理解集中在引力坍缩的密度阈值或“屏障”的概念上。如果我们采用这样的假设，即在质量尺度M上平滑的线性演化密度场的区域，其过密度超过势垒，将经历引力坍缩而形成质量为M的晕，那么这种晕的相应丰度可以简单地估计为满足坍缩判据的质量密度除以质量M的分数。因此，这个分析的关键要素是坍缩势垒作为质量M的函数，或者等价地，作为方差σ ^[2]（M）的函数的函数形式。几个这样的障碍的基础上的球形，Zel'dovich和椭球崩溃模型已被广泛讨论。使用大规模的宇宙学模拟，我们表明，线性超密度和质量方差的区域，崩溃形成晕本时代类似的期望从动力学模型的椭球崩溃之间的关系。然而，我们也表明，使用这样的崩溃障碍与偏移集animals预测晕质量函数不一致，直接在宇宙学模拟测量。这种不一致性表明，作为晕坍缩的物理模型，偏移集模型是失败的。我们讨论了我们的研究结果的影响，了解崩溃时代的晕作为质量的函数，并提高崩溃时代的分析模型和宇宙学模拟的结果之间的一致性的途径。
2009-02-02 astro-ph
Neutron star mergers versus core-collapse supernovae as dominant r-process sites in the early Galaxy
r-过程的天体物理性质是一个长期存在的谜团，过去曾提出许多可能的来源，其中包括低质量的核心坍缩超新星（在8 - 10 Msol范围内），高质量的核心坍缩超新星（质量> 20 Msol）和中子星合并。在这项工作中，我们提出了一个详细的不均匀的化学演化研究，认为第一次中子星合并为主要的r-过程源，并比较这种情况下，核心坍缩超新星作为主导的r-过程网站。我们的结论是，由于缺乏可靠的铁和r-过程产量作为祖质量的函数，目前不可能区分低质量和高质量的超新星的情况下，不均匀的化学演化的框架内。然而，中子星合并似乎被排除为主要的r-过程源，因为它们的发生率低，会导致r-过程富集，这与在非常低的金属丰度下的观测结果不一致。此外，由单个中子星合并注入的大量r-过程物质导致了[r-过程/Fe]比在以后的时间内的分散，这与观测结果相比太大了。
2003-09-08 astro-ph
Does merger-induced core-collapse produce gamma-ray bursts in type Ib & Ic supernovae?
伽马射线暴是三十多年前发现的，它的亮度是最亮的超新星的一百倍。然而，有证据表明伽马射线暴与Ib型和Ic型超新星有联系已经有一段时间了。在这里，我们解释了球状星团中毫秒级超新星的过剩和超新星1987 A的细节，以揭示能量来源，它至少为一些长时间的伽马射线暴提供动力，作为两颗白矮星合并后的核心坍缩，无论是作为恒星还是恒星核心。为了使与伽马射线暴相关的射束/喷流在大质量普通包层内合并形成与SN 1987 A一样，在极方向上的大部分干涉恒星物质必须在核心坍缩时被清除，或者光束/喷流本身必须清除它们自己的路径。核心坍缩产生Ib、Ic或II型超新星（与SN1987 A一样，SNa IIp），留下一个弱磁化的中子星残骸，自旋周期接近2毫秒。对于伽马射线暴，没有令人信服的理由去引用任何其他的模型。
2003-11-12 astro-ph
Testing Theoretical Models for the Higher-Order Moments of Dark Halo Distribution
利用高分辨率N体模拟，我们检验了两种基于球形和椭球坍缩模型的CDM模型中暗物质晕分布高阶矩的理论模型。我们发现，一个理论模型的基础上，球形崩溃准确地描述了模拟计数-在-细胞的几个质量范围内的晕时刻。对于远小于$M^*$（密度场涨落均方根约为1的质量尺度）的暗晕，用椭球坍缩代替球形坍缩来定义暗晕的模型似乎不能改善晕分布的高阶矩的模型。这两个模型是特别准确的后代选择在高红移晕，因此是非常有用的解释星系的高阶矩。作为应用，我们用这个理论模型预测了在$z\approx 3$观测到的Lyman break星系的高阶矩及其在低红移处的后代。
2002-11-05 astro-ph
"Fundamental-Plane"-Like Relations From Collisionless Stellar Dynamics: A Comparison of Mergers and Collapses
我们提出了一套新的无耗散N体模拟，旨在更好地了解椭圆星系的“基本面”（FP）的纯动力学方面。我们已经扩展了我们以前的分层合并计划，考虑初始星系模型的Hernquist配置文件。双分量Hernquist星系模型也被用来研究大质量暗晕对最终产物特性的影响。我们还进行了新的坍缩模拟，包括初始自旋。我们发现，单组分Hernquist合并的结果类似于单组分King模型的结果，即两者都能够建立小的散射FP-样的相关性，其斜率与附近星系的近红外FP一致。双组分模型也再现了类似FP的相关性，但斜率明显更陡。这与在更高红移（0.1 $<$ z $<$ 0.6）的椭圆星系中发现的一致。我们讨论了模拟星系的一些结构特性和它们建立FP相关性的能力。我们确认，崩溃一般不遵循FP-样的相关性，无论初始自旋。我们认为，在合并星系的引力场的梯度的演变可能是主要成分，决定最终的非同源性的最终产品。
2002-11-12 astro-ph
Short GRBs in old populations: Magnetars from WD-WD mergers
关于短持续时间伽马射线暴的性质的最新进展表明，它们中的一小部分起源于局部宇宙。这些系统很可能是来自软伽马中继器（通常称为磁星的高磁化中子星）的巨大耀斑的结果。然而，如果这些中子星是通过大质量恒星的核心坍缩形成的，那么预计爆发应该主要来自年轻的恒星星族，而将BATSE短爆发的位置与局部宇宙的结构相关联，揭示了与所有星系类型的相关性，包括那些很少或根本没有恒星形成的星系。这是一个自然的结果，如果除了通过大质量恒星的核心坍缩形成的磁星之外，它们还通过两颗白矮星合并后的吸积诱导坍缩形成，其中一颗是磁性的。我们调查了这种可能性，发现在银河系中通过WD-WD合并的磁星生产率与通过核心坍塌的生产率相当。然而，虽然核心坍缩产生磁星的速率与恒星形成速率成正比，但WD-WD合并（具有长寿命）的产生速率与恒星质量密度成正比，这集中在早期类型系统中。因此，通过WD-WD合并产生的磁星可能产生SGR巨耀斑，这可以与早期类型的星系相鉴别。我们还评论的可能性，这种机制可能会产生一小部分的观察到的短持续时间的爆发人口在较高的红移。
2006-01-16 astro-ph
Soft Gamma Repeaters and Short Gamma Ray Bursts: making magnetars from WD-WD mergers
对短持续时间伽马射线暴（GRB）性质的研究表明，它们中的一小部分起源于局部宇宙。这些系统很可能是来自软伽马中继站（SGR）的巨大耀斑的结果，SGR被认为是磁星（具有极大磁场≥ 10 ^14 G的中子星）。如果这些磁星是通过大质量恒星的核心坍缩形成的，那么可以预期这些爆发应该主要来自年轻的恒星星族。然而，将BATSE短爆发的位置与局部宇宙的结构相关联，揭示了与所有星系类型的相关性，包括那些很少或没有正在形成恒星的星系。这是一个自然的结果，如果磁星除了通过大质量恒星的核心坍缩形成外，它们还通过两颗白矮星合并后的吸积诱导坍缩形成，其中一颗是磁性的。我们调查了这种可能性，发现在银河系中通过WD-WD合并的磁星生产率与通过核心坍塌的生产率相当。然而，虽然核心坍缩产生磁星的速率与恒星形成速率成正比，但WD-WD合并（具有长寿命）的产生速率与恒星质量密度成正比，这集中在早期类型系统中。因此，通过WD-WD合并产生的磁星可能产生SGR巨耀斑，这可以与早期类型的星系相鉴别。我们还评论的可能性，这种机制可以产生一小部分的观测到的短持续时间的伽玛暴人口在低红移。
2006-10-03 astro-ph
Merger Rates of Dark-Matter Haloes
我们推导出解析合并率的暗物质晕的框架内的扩展Press-Schechter（EPS）形式主义。一旦我们意识到，在一个小的时间步长的限制下，典型的合并涉及两个以上的祖先，与早期研究中采用的二元合并假设相反，这些比率在EPS内变得自洽。我们提出了一个通用的方法来计算合并率，跨越EPS条件质量函数所允许的解决方案的范围内，并专注于一个特定的解决方案，试图在N体模拟的合并率相匹配。修正后的每股收益合并率比莱西和科尔早期的估计值更准确，对于大型合并，修正后的每股收益合并率准确率约为20%，对于质量比为1：10^4的小型合并，修正后的每股收益合并率准确率高达3倍。基于修正后的合并率，我们提出了一种新的算法来构建Monte-Carlo EPS合并树，这可能是有用的半解析建模。我们提供了几个量的解析表达式，并绘制了数值结果，这些量在星系形成的研究中非常有用。这包括（a）给定质量比的合并速率/给定最终晕，（b）合并增加到晕的质量分数，和（c）合并速率/给定主要祖星。晕的产生和破坏率用于自一致性检查。我们的方法计算合并率可以适用于有条件的质量函数超出EPS，如获得的椭球崩溃模型或提取$N$体模拟。
2008-05-22 astro-ph
Core-collapse, GRBs, Type Ia Supernovae, and Cosmology
Ia型超新星（SNe）被许多人用来论证宇宙的加速膨胀。然而，在许多邻近的Ia超新星中，高速和偏振的特征，以及它们与光度的反比关系，特别是偏振，与SN 1987 A中看到的轴对称的极端版本是一致的，这可能是双简并合并引起的核心坍塌的结果。这可能是许多超新星Ia和Ic的正确范例，其中Ia都是热核和核心坍缩的物体，留下弱磁化，快速旋转（~2 ms）的恒星。在这个范例中，Ia/c是由两个普通包层WR星或两个CO白矮星的简并核合并产生的。它的极地爆发产生了Ia's中观察到的高速和偏振光谱特征，它的赤道隆起在Ia's中要亮得多，这是因为它含有更大比例的56 Ni。当从合并赤道观察时，这些被归类为Ia's，当从极地观察时，这些被归类为Ic's。在那里，在靠近合并轴的视线上将观察到一个超新星特征和一个伽马射线暴。因此，严格地从Ia确定的宇宙学可能是有缺陷的，因为局部样本是有选择性的。最后，所有的伽玛暴开始作为短持续时间，硬谱品种（sGRB），之后，一些被修改为长持续时间，软谱品种（lGRB）的相互作用与合并的共同包络和以前的极性喷射。因此，所有伽玛暴的初始光子谱是已知的。
2007-08-01 astro-ph
Merger history trees of dark matter haloes in moving barrier models
我们提出了一个算法产生合并历史的暗物质晕。该算法是基于偏移集的方法与移动的障碍，其形状是由椭球崩溃模型的晕形成的动机。与大多数其他合并树算法相比，我们的算法在质量上而不是时间上采取离散步骤。这使我们能够量化数值模拟的输出通常在离散时间箱中的事实所产生的影响。此外，它提出了一套自然的缩放变量来描述晕祖细胞的丰度，这种缩放是不一般的球形崩溃。我们测试我们的算法，通过比较其预测与数值模拟中的测量。祖质量分数和质量函数是在良好的协议，因为是预测的标度律。我们还测试了形成红移分布，质量分布在形成，和最近的主要合并的红移分布，所有的N体模拟数据，在广泛的质量和红移的合理协议。最后，我们研究了离散时间快照中采样的影响。在所有的情况下，改进算法的基础上的球形崩溃的假设是显着的。
2009-01-03 astro-ph
A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant?
[摘要]我们使用多波长测光和FLAMES/GIRAFFE 3D光谱成像，在z=0.6679处呈现并分析了J033241.88-274853.9的观测结果。J033241.88-274853.9是一个蓝色的年轻（约3.2亿年）恒星盘，嵌入在非常丰富的气体（fgas=73-82%，log（Mstellar/Mo）=9.45）和湍流相中，被发现在大空间尺度上旋转。我们发现了J033241.88-274853.9的两个不寻常的性质。(1)电离气体和年轻恒星的空间分布显示出强烈的去耦;虽然在南部几乎没有恒星可以检测到ACS/UDF图像的非常深的检测极限，但检测到[OII]电离气体的显著发射。(2)我们检测到过量的速度分散在南部的J033241.88-274853.9相比，从旋转盘模型的预期。我们考虑了两个磁盘形成的情况下，根据气相的几何形状。在第一个实验中，我们研究了J033241.88-274853.9是否可能是一个年轻的旋转盘，最近从一个预先存在的，非常富含气体的旋转盘坍塌。这种情况需要两个（未知的）额外的假设来解释恒星和气体分布之间的解耦以及同一区域中的速度色散。在第二种情况下，我们研究J033241.88-274853.9是否可能是两个富含气体的磁盘合并残留物。在这种情况下，观察到的气体和恒星分布之间的不对称性，以及过度的速度色散，找到一个共同的解释。在这个区域合并过程中产生的冲击可…
2008-11-24 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
How to Grow a Healthy Merger Tree
我们调查七个Monte Carlo算法-四个老的和三个新的-用于构建合并历史的暗物质晕使用扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义的基础上的球形和椭球形的崩溃模型。我们比较，并排，算法的能力在再现分析EPS条件（或祖）质量函数在广泛的质量和红移（z=0至15）。在四个老的算法（Lacey & Cole 1993，Kauffmann & White 1993，Somerville & Kolatt 1999，Cole et al 2000）中，我们发现只有KW 93产生了一个与EPS预测一致的质量函数。在其他三种算法的差异的起源进行了讨论。我们的三个新算法的目的是在每个时间步生成正确的祖质量函数。我们表明，这是一个必要和充分条件，在任何回顾时间与EPS的一致性。我们通过研究另外两个条件统计量：i_{th}最大质量祖细胞的质量函数和具有N_p祖细胞的后代的质量函数来说明这三个新算法与KW 93之间的差异。
2008-07-03 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from Neutron Star Mergers and Evolution of Galaxies
宇宙学伽马射线暴（GRB）模型大多与大质量恒星的引力坍缩有关，因此GRB速率的演化取决于宇宙恒星的形成历史。在这里，我们提出补充的结果，伽玛射线暴logN-logP分析，这是省略了在以前的文件（Totani 1997年，ApJ，486，L71）。与其他与单恒星坍缩相关的情况相比，双星中子星合并的一个独特特征是双星螺旋相位发射引力波的时间延迟是不可忽略的，并且使得速率演化比恒星形成速率平坦。我们表明，双合并的情况下，更有利于单恒星崩溃。在静止坐标系50-300 keV范围内，估算的峰值亮度和总发射能量分别为1- 3 $\times 10^{51} (Ω/ 4 π)$ erg/s和1- 3 $\times 10^{52} (Ω/ 4 π)$ erg，其中$Ω$是γ射线发射的张角。伽玛暴和中子星合并之间的绝对速率比较表明，需要几百个$(Ω/4π)^{-1} \sim$的聚束因子。高-基于紫外线光度的$z$ SFR数据（$z>2$）需要向上校正5- 10倍，以获得良好的拟合，这可能是由尘埃消光效应解释的。
1998-01-13 astro-ph
Non-Markov Excursion Set Model of Dark Matter Halo Abundances
漂移集模型为推导暗物质晕丰度提供了一个方便的理论框架。本文通过引入一个更真实的合并和崩溃过程来推广该模型。一个新的参数调节环境的影响，从而合并的连贯性（非马尔可夫）和个别质量壳的崩溃。模型质量函数还包括椭球体塌陷的影响。晕质量函数的解析近似导出的斜率为$n=0,-1,-2$的标度不变的功率谱。$n=-2$质量函数可与“哈勃体积”模拟结果进行比较。一个显着的非马尔可夫效应的检测被发现为一个假设的精度为10%的模拟质量函数。
2004-02-20 astro-ph
The Final Fate of Binary Neutron Stars: What Happens After the Merger?
两颗中子星的合并通常会产生一个质量远高于单个（非旋转）中子星最大质量的残余物。在某些情况下，残留物将通过快速的差动旋转而稳定下来，以防止坍塌。磁流体驱动的角动量输运最终导致残骸核心的坍缩，形成一个被巨大吸积环包围的黑洞。在这里，我们提出了这个过程的模拟。讨论了通过这种方案产生短持续时间伽马射线暴的可能性。
2007-01-26 astro-ph gr-qc
The Influence of Quark Matter at High Densities on Binary Neutron Star Mergers
研究了中子星内部高密度的夸克物质对双中子星合并事件中发射的引力波的影响。两种类型的状态方程（EoS）在零温度下使用，一个描述纯核物质，另一个核物质的相变夸克物质在非常高的密度。计算了最内层稳定圆轨道附近的二元平衡序列，以确定合并前的GW频率。研究发现，当引力质量大于$M_\infty\simeq1.5M_\odot$时，EoS效应开始起作用。对于所使用的EoS给出的最大允许质量，ISCO处的引力波频率差增长到$\simeq 10%$。然后，我们进行3D流体动力学模拟每个EoS不同的初始质量，并确定合并残留物的特征GW频率。夸克物质的影响主要表现在合并残余物的不同坍缩行为中。如果崩溃没有发生在合并后立即，我们发现在合并后的GW信号中的两个EoS之间的相位差。我们还比较了GW的合并残留物发出的频率值从模拟使用多变的EoS，并找到我们的EoS的非恒定绝热指数的印记。所有的计算都是基于共形平坦（CF）近似广义相对论和GW信号从合并模拟提取到四极的顺序。
2004-01-07 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation from Gamma-Ray Burst Progenitors
我们研究了各种提出的伽马射线暴（GRB）祖先模型的引力辐射，特别是紧凑的合并和大质量恒星坍缩。这些模型都有一个共同的高角旋转速率，最后阶段涉及一个旋转的黑洞和吸积盘系统。我们认为，在螺旋，合并和振铃阶段，并为大规模的崩溃，我们认为可能的影响，不对称的崩溃和分手，以及酒吧模式的不稳定性的磁盘。我们计算的应变和频率的引力波预期从各种祖先，在距离的基础上发生率估计。在简化假设的基础上，给出了在不同的GRB场景下，先进的LIGO系统探测到引力波的概率估计。
2003-02-11 astro-ph gr-qc
Effect of Differential Rotation on the Maximum Mass of Neutron Stars: Realistic Nuclear Equations of State
双中子星的合并很可能导致差异旋转的残余物。本文综述了几种冷核物态方程，并在广义相对论中数值构建了差速旋转中子星模型。对于每一个状态方程，我们列出了最大允许质量作为微分旋转度的函数。我们还确定了有效的多变指数，并比较相应的多变体的最大允许质量。我们始终发现较大的质量增加的多面体，但即使是核EOS，我们通常会发现最大质量50%以上的相应值为非旋转（TOV）的恒星。我们评估我们的研究结果的六个观测到的双中子星（脉冲星）系统，包括最近发现的双脉冲星J 0737 -3039。对于每一个状态方程，我们确定它们的合并是否会自动导致迅速坍缩成一个黑洞，或者残余物是否可以通过均匀旋转（可能作为超大质量恒星）或差异旋转（可能作为超大质量恒星）来支持坍缩。对于超大质量恒星，延迟坍缩成黑洞是可能的。对于最近的EOS，我们调查的合并残留物都可以支持旋转迅速崩溃，但他们的实际命运将取决于合并事件的非平衡动力学。对合并的双中子星的引力波观测可能能够区分这些结果--没有、延迟或迅速坍缩--从而限制可能的EOS。
2004-01-27 astro-ph gr-qc
Nuclear Matter and its Role in Supernovae, Neutron Stars and Compact Object Binary Mergers
致密物质的状态方程在超新星现象、中子星的结构以及致密天体（中子星和黑洞）的合并中起着重要的作用。在超新星的坍缩阶段，亚核密度的状态方程控制着坍缩速率、去质子化的量，从而控制着坍缩核心的大小和反弹密度。核物质的性质特别重要的是对称能和核比热。核不可压缩性和超核状态方程起着支持作用。类似地，虽然中子星的最大质量完全取决于超核状态方程，但其他重要的结构方面对核密度下的状态方程更为敏感。中子星的半径、转动惯量和相对结合能对核对称能的行为特别敏感。中子星半径对质量的依赖关系对两颗中子星或一颗中子星与一个小质量黑洞的紧凑合并的结果有重要影响。后一个主题与本书特别相关，因为它源于25年前大卫·施拉姆（David Schramm）的辅导所引发的研究。
2000-02-09 astro-ph nucl-th
Comments on Biological Effects of Stellar Collapse Neutrinos
最近有人提出用地外过程如坍缩恒星产生的中微子、超新星产生的宇宙射线和中子星合并产生的宇宙射线等来解释周期性的质量守恒，如在K-T边界灭绝恐龙的现象。在这里，我们表明，这些模型未能给出任何合理的解释，经验上建立的事实，这些大规模的预防。
1996-11-29 astro-ph hep-ph physics.bio-ph
