Long-time behavior and relaxation of power-law correlation in one-dimensional self-gravitating system
数值研究了一维自引力系统中空间幂律关联的长时间行为。结果发现，幂律结构仍然存在，即使在系统的维里化。由于粒子间的能量交换，这种结构逐渐消失。系统维里化后，能量分布是准平稳的。
2001-12-19 astro-ph nlin.CD
Soliton in Gravitating Gas. Hoag's Object
我们探讨了引力气体中产生孤子的可能性。结果表明，维里参数并不妨碍局部静态解的存在。最简单的引力气体环形孤立子可以解释名为霍格天体的奇特星系。
2005-03-22 astro-ph hep-th
A new method to create initially mass segregated star clusters in virial equilibrium
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。
2008-01-17 astro-ph
R3 fluids
关于大尺度天体物理系统，本文讨论了（i）从分析力学观点出发的张量维里方程的表述;（ii）系统运动和随机运动对维里平衡位形的作用的研究;（iii）系统运动和随机运动在改变流体形状方面的等效程度。张量维里方程用分析力学，和自我势能张量被证明是对称的。系统和随机运动的作用，在无碰撞，理想的，自引力流体，详细分析，包括径向和切向速度分散在赤道平面上。定义R3流体为理想的、处于维里平衡的自引力流体，并给出了有关的维里方程。考虑假想旋转，建立了R3流体系统运动和随机运动的统一理论。随机运动过剩的效果被证明是相当于一个额外的真实或虚构的旋转，分别诱导扁平或伸长。发现R3流体允许具有各向同性随机速度分布的伴随配置。进一步的限制，建立了沿主轴的随机速度各向异性的量，为三轴配置。给出了维里平衡时从轴对称到三轴构型的分叉点出现的必要条件，该条件与各向异性参数无关。在等轴条纹雅可比椭球的特殊情况下，一些以前已知的结果被复制。
2006-07-27 astro-ph
Linear Temperature-Mass relation and Local virial relation: Two hypotheses for self-gravitating systems
我们提出了两个假设来描述自引力系统在冷坍缩后实现的准平衡态。第一个假设是线性的温度-质量（TM）关系，它产生一个特征的非高斯速度分布。第二种是局部维里（LV）关系，结合线性TM关系，确定了一个独特的质量密度分布为$ρ(r)=ρ%_{0}r^{-4}e^{-r_0/r}$。虽然这种密度分布在中心区域是非物理的，但该区域在累积质量中仅在束缚区域中心周围的百分之几内，这超出了我们数值模拟的分辨率。因此，提出的两个假设是兼容的数值模拟几乎整个区域的维里化束缚态。实际上，除了内部，这个密度分布与冷塌缩模拟的数据吻合得很好。两个家庭的球形和各向同性模型，多面体和国王模型，从这两个假设的观点进行了检查。我们发现，LV关系对这些模型施加了很强的约束：只有多面体与指数$n \sim 5$，如普卢默的模型是兼容的数值结果，其特征在于这些模型中的两个假设。含浓度参数$% c \sim 2$的King模型违反了LV关系，但对表面亮度符合$R^{1/4} $定律。因此，上述特性可以作为建立冷塌缩后束缚态模型的指导原则，而不是传统的渐近行为准则。
2005-11-27 astro-ph cond-mat.stat-mech physics.comp-ph
Virial Balance in Turbulent MHD Two Dimensional Numerical Simulations of the ISM
我们提出的结果从维里分析完全非线性二维（2D）模拟的ISM。我们讨论了二维欧拉维里定理，并描述了模拟中云的维里预算的初步结果。云远离静力平衡，维里定理主要由时间导数项决定，表明通过云边界的通量和质量再分布的重要性。在较大的尺度上，引力项的重要性有增加的趋势，尽管有一些小的云是强烈的自引力。磁性项和动力学项彼此成线性比例。
1997-04-28 astro-ph
Newtonian gravity in d dimensions
研究了空间维数对经典和量子自引力气体热力学的影响。我们考虑由微正则系综描述的自引力粒子和由正则系综描述的自引力布朗粒子的哈密顿系统。我们提出了一个画廊的热量曲线在不同维度的空间和讨论的性质的相变作为一个功能的尺寸d。给出了维里定理在d维情形下的一般形式，并讨论了Hamilton系统维数d=4和Brown系统维数d=2的特殊性.
2006-12-04 astro-ph
Scaling Laws in Self-Gravitating Disks
星际介质（ISM）在各个尺度上都表现出强烈的非均匀结构。这些结构看起来并不完全随机，因为它们遵循一定的幂律。拉森定律（\citeyear{Larson81}）$σ\propto R^δ$和维里平衡的合理假设证明了分形是ISM的一种可能的描述。接下来我们研究了自引力、微分自转和耗散对星系中物质分布的影响。为此，我们已经进行了3D模拟嵌入在一个更大的磁盘的自引力本地盒，扩展Toomre和Kalnajs（\citeyear{Toomre91}）和智慧和Tremaine（\citeyear{Wisdom88}）的2D方法。我们的模拟得出的结论是，引力，剪切和耗散可以主要负责维持一个不均匀的，并最终分形分布的问题。
1999-04-16 astro-ph
Test-Bed Simulations of Collisionless, Self-Gravitating Systems Using the Schrödinger Method
薛定谔方法是一种新的方法，用于数值模拟自引力，无碰撞系统，可能比N体和相空间方法具有一定的优势。特别是，平滑是动力学的一部分，而不仅仅是力的计算。本文介绍了实验台模拟，说明了薛定谔方法的可行性。我们开发了处理“热”系统以及球对称系统所需的技术。我们证明，该方法可以保持一个稳定的，平衡的星团，通过构建，然后不断发展的普卢默球。我们还考虑非平衡初始条件，并遵循系统，因为它试图通过相混合和暴力松弛达到维里平衡。最后，我们做一些评论有关的动力学的轴子和其他玻色子暗物质候选人。薛定谔方法原则上提供了对这些场的精确处理。然而，这种"标量场"模拟是可行的，只有当粒子的德布罗意波长与感兴趣的系统的大小相当时才是可行的，而这种情况几乎肯定不是银河系中轴子的情况。因此，薛定谔方法以与其他无碰撞粒子相同的方式对待轴子。我们挑战最近在文献中声称，在银河系中的轴子形成孤子星。
1996-07-25 astro-ph
Gravitational cooling of self-gravitating Bose-Condensates
构造了具有自相互作用的自引力标量场的平衡位形。相应的薛定谔-泊松（SP）系统使用有限差分求解，假设球对称。结果表明，SP系统的平衡配置是后期的吸引子的解决方案，最初相当任意的密度分布，放松和维里化通过发射的标量场爆发，一个过程被称为引力冷却。在其他潜在的应用中，这些结果表明，标量场暗物质模型（在其不同的口味）容忍引入自相互作用项的SP方程。这项研究对于探索星系中的暗物质不是点状的模型是有用的。
2006-03-22 astro-ph gr-qc hep-th
Simulation of primordial object formation
为了研究红移在10到50之间的第一个宇宙学的形成，我们在N体流体动力学代码Hydra中包括了负责分子氢形成的化学速率网络。我们已经测试了我们的化学和冷却过程的实施，通过比较N体顶帽模拟与半解析模型的理论预测，发现它们是在良好的协议。我们发现后维里化性质对初始氢丰度不敏感。我们的主要目标是确定可能成为自引力（恒星形成的先决条件）的扰动的最小质量（$M_{SG}(z)$），以及发生这种情况时的红移。我们已经开发了一个强大的指标，用于检测我们的模拟中存在的自引力云，并发现我们可以这样做的重子粒子质量分辨率为40太阳质量。我们已经进行了宇宙学模拟的原始对象，并发现该对象的质量和红移，他们成为自引力同意与$M_{SG}(z)$的结果从礼帽模拟。一旦在一个物体中形成了大约0.0005的临界氢分子丰度，在云中心的冷却时间下降到低于动力学时间，气体自由降落暗物质势阱，在动力学时间之后成为自引力。
2000-03-06 astro-ph
Origin of scaling structure and non-gaussian velocity distribution in self-gravitating ring model
分形结构和非高斯速度分布是维里化自引力系统（如星系或星际分子云）中常见的特征性质。我们研究的起源，这些属性使用的一维环模型，我们在本文中新提出的。在这个简单的模型中，$N$粒子在三维空间中固定的圆环上移动，相互之间有引力作用。该模型适用于精确的辛积分方法，通过该方法我们发现了该体系通过一个具有负比热的有趣相（\halo -相）从扩展相到扩展相的相变。在这个中间能量尺度下，出现了标度性、非热非高斯速度分布。相比之下，在其他\gas和\core相中从未观察到这些特殊性质。每个相中的粒子具有由截止长度$ξ$、环半径$R$和总能量$E$确定的典型运动时间尺度。因此，系统的所有弛豫模式都由这三个时间尺度决定。
2001-08-03 astro-ph cond-mat.stat-mech
Satellite survival in cold dark matter cosmology
我们研究了在较大的自引力暗物质晕中子结构（团块）的生存。从N-体计算的剧烈弛豫的标度关系的基础上，我们认为，潮汐场的星系和晕只能破坏子结构，如果球对称施加在形成。我们探索其他机制，可能会定制的晕子结构的数量在男性化的过程中。除非更大的晕是建立在几个大的团块，我们发现，丛丛遇到不太可能均匀的动态时间尺度上的晕。相混合在内部进行得更快，允许恒星盘的长期演化。
2007-05-17 astro-ph
Gravitational Fugacity as the seed of self-organized violent relaxaton process toward Local Virial relation
我们提出了一个自组织弛豫过程，它驱动一个无碰撞的自引力系统（SGS）到满足局域维里（LV）关系的平衡态。在剧烈的弛豫过程中，由于有效势的振荡，粒子可以在短至几次自由降落的时间间隔内广泛运动。由于这种粒子运动会引起进一步的潜在振荡，预计系统将接近临界状态，在该状态下，这种粒子活动（我们称之为引力逸度）尽可能与局部位置无关。在这里，我们表明，引力逸度可以描述为LV比的功能，这意味着LV比是一个关键成分估计粒子活动对引力势。我们还证明了在剧烈的弛豫过程中，如果LV比在束缚区处处超过临界值$b=1$，则可得到LV关系。不满足该标准的局部区域可以被捕获到预饱和状态。然而，小的相空间扰动可以使非活性部分进入LV临界状态。
2008-02-16 astro-ph cond-mat.dis-nn cond-mat.stat-mech
On spherically symmetrical accretion in fractal media
我们利用分数阶积分来推广分形介质中流体动力吸积的描述。分数阶连续介质模型可以推广质量密度和动量密度平衡方程。这使得我们有可能考虑一般情况下的球形流体动力吸积到一个引力质量嵌入分形介质。该解决方案的一般性质是类似的“邦迪解决方案”，但吸积率可能会有很大的变化，并依赖于中心质量可能会改变显着取决于分形介质的维数。对于前主序星吸积的特殊情况，该理论与观测数据和数值模拟结果一致。
2007-07-18 astro-ph
Energy ejection in the collapse of a cold spherical self-gravitating cloud
当经典点粒子在牛顿引力作用下发生剧烈坍缩和弛豫时，理论上任意数量的能量都可能被逃逸到无穷远处的粒子带走。我们在这里调查，使用数值模拟，如何释放能量和其他相关的量（特别是结合能和维里化结构的大小）取决于初始条件，为一个参数家庭的初始配置随机分布N冷粒子在一个球形体积。以前的研究已经确定，系统达到的最小尺度近似为N^{-1/3}，当假设扰动的增长（在无限N极限下正则化冷坍缩的奇异性）不受边界影响时，这种行为很容易发生。我们的研究表明，喷射出的能量大约与N^{1/3}成比例地增长，而喷射出的初始质量的分数在模拟的N范围内仅随N非常缓慢地增长，大约是几何上的。我们详细研究了这种质量和能量喷射的机制，明确表明它是由扰动的增长与系统的有限大小的相互作用引起的。颗粒的净滞后相比，其均匀的球形崩溃轨迹首先在边界处发展，然后在崩溃期间传播到体积中。然后，外壳中的粒子被喷射出来，因为它们通过已经重新膨胀的中央核心的时间依赖性势散射。使用修改后的初始配置，我们探讨在不同尺度的波动的重要性，和离散性（即非弗拉索夫）的动态效果。
2009-05-20 astro-ph cond-mat.stat-mech
Scalar Field Dark Matter: head-on interaction between two structures
在这篇手稿中，我们跟踪了一个系统的演化，该系统由两个自引力维里化的物体组成，这些物体由一个在牛顿极限下的标量场组成。薛定谔-泊松系统包含一个玻色凝聚的Gross-Pitaevskii型自相互作用势。结果表明，在标量场暗物质模型中，当系统总能量为正时，两个暗物质团可以发生孤子行为，即两个暗物质团可以相互穿过;当系统总能量为负时，两个暗物质团可以发生真正的碰撞.
2006-11-23 astro-ph gr-qc
Stationary state in N-body System with power law interaction
许多自引力系统在质量密度、系统尺寸、速度等方面往往表现出标度性，为了阐明这些标度性的来源，我们考虑了具有逆幂律相互作用的N体系统定态.作为一个简单的例子，我们考虑了具有幂律势的无碰撞Boltzmann方程的自相似定态解，并研究了它在线性辛微扰下的稳定性.用势的幂指数和初态的维里比表征了稳定的标度解。一般地说，非广延系统比广延系统有许多不同的稳定标度解。
2002-11-29 astro-ph cond-mat.stat-mech
The Absence of Adiabatic Contraction of the Radial Dark Matter Profile in the Galaxy Cluster A2589
利用XMM-牛顿观测方法，对射电宁静星系团A2589在0.015-0.25 r_vir之间的径向质量分布进行了X射线分析。除了R=45-60 kpc环的X射线中心有~16 kpc的位移外，A2589还具有显着对称的X射线图像，因此是通过应用流体静力平衡精确研究其质量分布的杰出候选者。总的重力物质分布由NFW模型很好地描述（分数残差<~10%），其中c_vir=6.1 +/- 0.3和M_vir = 3.3 +/- 0.3 x 10^{14} M_sun（r_vir = 1.74 +/- 0.05 Mpc），与LCDM非常一致。当从引力物质剖面中减去热ICM的质量时，NFW模型拟合得到的暗物质（DM）剖面产生了基本相同的结果。然而，如果考虑到cD星系的恒星质量（M *），那么对于合理的M */L V，NFW对DM轮廓的拟合在中心r ~50 kpc处大大降低。通过由cD星系中恒星重子早期凝聚引起的绝热收缩来修正NFW DM晕，进一步降低了拟合。最近通过高分辨率N体模拟提出的类Sersic模型大大改善了拟合，但其逆Sersic指数α约为0.5，比预测的高约3倍。我们认为，无论是随机湍流运动，也没有磁场可以提供足够的非热压力支持，以协调XMM质量配置文件与CDM晕绝热收缩假设合理的M_*/L_V。我们的结果支持的情况下，至少对于星系团，在晕形成过程中抵消绝热收缩，使总的引力质量在核心近似遵…
2006-05-12 astro-ph
