Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
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 effect of binaries on the dynamical mass determination of star clusters
遥远星团的总质量通常是由维里定理，使用视线速度色散测量和半光半径推导出来的。虽然大多数恒星形成于双星系统中，但在解释观测结果时，这一点大多被忽略了。双星的组成部分表现出轨道运动，这可能会增加测量的速度色散，因此可能导致动力学质量高估。在本文中，我们量化的影响，忽略了二进制人口的推导动力学质量的星团。我们数值模拟了星团，并研究了导出的动力学质量对双星种群性质的依赖性。我们发现，双星的存在起着至关重要的作用，非常稀疏的集群与恒星密度相媲美的场星人口（~0.1星/pc 3），因为速度色散是完全由二进制轨道运动为主。对于这样的星系团，动力学质量可能会高估真实质量达一个数量级。对于非常密集的星团（>10^7颗恒星/pc 3），双星不会显著影响动力学质量的估计。对于中等密度的星团（0.1 ~ 10^7颗星/pc 3），动力学质量可能会被高估10- 100%，这取决于双星总体的性质。
2007-12-11 astro-ph
X-Ray Binaries and the Dynamical States of Globular Clusters
我们总结和讨论最近的工作（Fregeau 2007）提出了三个结果的汇合，表明大多数银河系球状星团仍处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段：1）在每单位相遇频率的X射线双星中出现过多的三个星团在观测上被归类为“核心坍缩”，2）最近对带有原始双星的星系团演化的数值模拟表明，处于双星燃烧阶段的星系团的结构参数只与“核心坍缩”的星系团一致; 3）处于双星燃烧阶段的星系团在最后几个Gyr的动力学形成的X射线源应该是处于核心收缩阶段的星系团的5倍左右。
2008-01-07 astro-ph
Dynamical Tide in Solar-Type Binaries
晚型主序星双星的圆化通常归因于湍流对流，而早型双星的圆化则由g模的共振激发来解释。我们发现，后者的机制在太阳型恒星也是有效的，至少对流，尽管低效的阻尼g模式的辐射核心。最大周期，这一机制可以循环的太阳型恒星组成的双星在10 Gyr低至3天，如果模式是由辐射扩散阻尼和g-模式共振是固定的;或高达6天，如果一个允许的共振和非线性阻尼附近的内部转折点的演变。即使是更大的理论周期也比观察到的过渡期短两倍。
1998-01-28 astro-ph
Planetary Systems in Binaries. I. Dynamical Classification
许多最近的观测研究得出结论，行星系统通常存在于多星系统中。已知的太阳系外行星系统中至少有20%与一个或多个伴星有关。拥有行星系统的恒星双星的轨道通常宽于100天文单位，并且通常相对于行星轨道高度倾斜。然而，这种倾斜的双星轨道对行星耦合系统的长期扰动的影响在理论上却知之甚少。本文通过数值积分研究了双星系统的各种动力学类型，并提供了一个基于长期扰动理论的分析框架。行星的微分节进动是区分双星系统中两种不同动力学类型的关键属性：（1）动力学刚性系统，其中行星的轨道平面像嵌入刚性圆盘一样一致进动;（2）弱耦合系统，其中最初共面行星之间的相互倾斜角在长期时间尺度上增长到大值。在后一种情况下，来自外行星的四极摄动会导致额外的Kozai周期，并导致内行星的轨道偏心率以大幅度振荡。从恒星伴星通过行星向内传播的周期性角动量转移可以在较短的时间尺度上显着改变内行星的轨道特性。这种扰动传播机制可能提供了重要的限制，在已知的单行星系统的双星系统中存在额外的行星。
2008-05-02 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of the Core of a Globular Cluster
核心的大小是判断球状星团演化状态的主要指标之一。在过去的几年里，人们已经了解了很多关于核心半径在核心坍缩期间和之后的行为，在各种不同的条件下，与大量双星的存在或不存在有关。概述的基本物理原理，可用于估计核心半径。讨论了四种不同的情况，并给出了核心半径与半质量半径之比$r_c/r_h$的表达式。这些制度是：没有原始双星时的深坍缩;原始双星被烧毁后的稳定坍缩后演化;在相同条件下的混沌坍缩后演化;以及原始双星存在时的坍缩后演化。此外，修改所有这些情况下，表示更现实的情况下，银河系潮汐场的影响考虑在内。
1996-05-04 astro-ph
Binaries and Globular Cluster Dynamics
总结了近年来关于含原始双星的球状星团动力学演化的理论研究结果。即使是非常小的初始二进制分数（例如，10%）可以发挥关键作用，支持集群对重力热塌缩许多弛豫时间。双星与单星或其他双星之间的非弹性碰撞为星团提供了非常重要的能量来源。这些动力学相互作用也导致了大量奇异系统的产生，如超紧X射线双星、回收的射电双星、双简并系统和蓝离散星。我们的工作是基于一个新的并行超级计算机代码实现Henon的蒙特卡罗方法模拟致密恒星系统的动态演化的福克-普朗克近似。这个新的代码使我们能够非常准确地计算一个包含实际数量的恒星（N ~ 10^5 - 10^6）的星团的演化，通常只需几个小时到几天的计算时间。在模拟中，离散的，逐星的星团表示使得自然地处理一些重要的过程成为可能，包括单星和双星的演化，单星和双星的所有动力学相互作用，以及与银河系的潮汐相互作用。
2001-03-01 astro-ph
The tightening of wide binaries in dSph galaxies through dynamical friction as a test of the Dark Matter hypothesis
我们估计嵌入在暗物质晕，由于对暗物质粒子的动力学摩擦宽双星的轨道衰变的时间尺度。我们推导出这种衰变的分析标度，并通过广泛使用N体模拟来校准和测试它们，这准确地证实了预测的时间演化。对于密度和速度色散参数推断的暗物质晕的本地dSph星系，我们表明，衰变时标变得短于年龄的dSph恒星人口组成的双星1 $M_{\odot}$星，初始分离大于0.1 pc。这样宽的双星非常显眼，在太阳附近已经被很好地测量过。暗物质假说的预测是，他们现在应该是缺席的恒星星族嵌入在低速色散，高密度暗物质晕，目前推断的本地dSph星系，已经演变成更紧密的双星。在不久的将来，相关的经验测定将在技术上变得可行，并可以提供证据来区分暗物质粒子晕或修改后的引力理论，以解释当地dSph星系中恒星的高色散速度。
2008-04-24 astro-ph
Halo Wide Binaries and Moving Clusters as probes of the Dynamical and Merger History of our Galaxy
宽对或脆对是探测银河系势的灵敏探针，它们被用来提供有关银河系潮汐场、GMC密度以及盘和晕中存在的暗物质扰动质量的信息。晕宽的双星和移动的星系团，因为它们很可能是过去合并或解散的星系团的残骸，可以提供我们银河系动力学和合并历史的信息。这些残留物应继续显示出类似的运动，随着时间的推移，其年龄的顺序。我们已经在Schuster et al.（2006）的低金属量恒星中寻找相空间分组，并确定了一些候选的移动星团。在几个移动的星团中，我们发现了一个宽的CPM双星，它已经在我们的高速贫金属星宽双星目录中被发现（Allen et al 2000 a）。对这些恒星的光谱跟踪研究将证实这些恒星群的物理真实性，并使我们能够区分它们的祖先是溶解的星系团还是吸积的河外系统
2006-11-26 astro-ph
Medium-separation binaries do not affect the first steps of planet formation
行星形成的第一步是亚微米大小的尘埃颗粒的生长和结晶，伴随着尘埃沉降到磁盘中平面。在这篇论文中，我们探讨了行星形成的第一步是否受到中等分离恒星同伴存在的影响。我们选择了两个大样本的磁盘周围的金牛座的单和双金牛座T星，被认为只有一个温和的年龄传播的几个百万年。我们的双星样本的同伴在10和450 AU之间的投影分离，质量下降到约0.1太阳质量。我们使用10微米硅酸盐发射特征的强度和形状分别作为晶粒生长和结晶的代表。尘埃沉降的程度从两个不同的中红外波长的通量的比率进行评估。我们发现，从单一和二元系统的10微米硅酸盐发射功能的分布之间没有统计学上的显着差异。此外，盘耀斑的分布是无法区分的单，二元系统的样品。这些结果表明，行星形成的第一步不会受到数十天文单位的伴星的影响。
2007-10-05 astro-ph
The dynamical evolution of massive black hole binaries - I. Hardening in a fixed stellar background
通过限制性三体问题的散射实验，导出了恒星的抛射率、双星半长轴和偏心率的变化率。它们被用来研究星系核简单模型中双星的演化，从黑洞被束缚后不久开始，一直持续到演化被引力辐射的发射所主导，或者直到喷出的质量太大，星系不能被认为是固定的。偏心率增长被发现是不重要的，除非二进制形式与一个大的偏心率。散射的结果进行了比较与预测从Eschrasekhar的动力摩擦公式和以前的工作捕获和散射彗星的行星系统。他们认为，质量为$m_1\geq m_2$的双星不应该被认为是硬的，直到它的轨道速度超过背景速度色散的一个因子，即$(1+m_1/m_2)^{1/2}$。
1996-01-17 astro-ph
The precession of eccentric discs in close binaries
我们认为在紧密的双星偏心盘的进动率，并比较理论预测与数值光盘模拟的结果和观察到的超级驼峰周期。一个简单的动力学模型的进动被发现是不够的。对于小于约1/4的质量比，线性动力学模型确实提供了盘进动速率的上限。理论表明，压力对岁差率有显著的反向影响（Lubow 1992）。我们发现，三个系统与准确已知的质量比的光盘进动速率显着慢于预测的动力学理论，我们属性的差异，压力。通过假设类似大小的压力发生在所有的超级驼峰系统，我们得到了一个改进的拟合超级驼峰观测。
1999-11-25 astro-ph
On the Formation and Dynamical Evolution of Planets in Binaries
在太阳系外的行星系统中，大约有30个位于围绕其中一颗恒星运行的双星系统中，最好是质量更大的主星。第二个伴星的动力学影响首先直接改变了形成中的原行星的轨道要素，其次改变了行星形成的盘的结构，这反过来又会改变行星的演化。我们提出了这些影响的详细分析，并提出了新的流体动力学模拟嵌入在拱盘的伴星的存在下，原行星的演化，并比较我们的结果系统$γ$ Cep。为了分析行星胚胎的早期形成，我们跟踪了嵌入星周盘中的一群星子的演化。最后，我们研究了环双星盘中行星的演化。
2007-05-23 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of Globular Clusters
有三个重要的发展，大大增加了我们对双星在球状星团动力学演化中所扮演角色的了解。从观测的角度来看，哈勃太空望远镜向我们展示了坍缩后星团核心中致密区域的详细照片。从计算方面来说，Grape-4专用硬件现在允许我们在逐星的基础上模拟小型球状星团，并且已经为我们提供了在此类系统中发生重力热振荡的第一个直接证据。从理论天体物理学的角度来看，将恒星动力学与恒星演化和流体动力学结合起来的综合模拟现在变得可行。鉴于这三个发展，我们可以预期，在可预见的未来，我们对球状星团演化的理解将以更高的速度继续下去。本文简要介绍了球状星团模拟的现状和未来五年的发展趋势。
1996-02-29 astro-ph
Numerical Simulations of the Onset and Stability of Dynamical Mass Transfer in Binaries
半分离，多变双星的流体动力学模拟的努力研究的动力学质量转移事件的发生和稳定性。初始，同步旋转的平衡模型构造使用自洽场技术，然后演变与欧拉流体动力学代码在一个完全自洽的方式。我们描述了代码的改进，在过去的几年中，使我们能够通过30多个轨道遵循动态传质事件。质量转移的演变提出了两种不同的初始配置：一个动态不稳定的初始质量比（施主/吸积）$q_0 = 1.3$，导致一个完整的合并在$\sim 10$轨道的二进制;和一个双退化的初始质量比$q_0 = 0.5$，经过一些初始的不稳定增长的质量转移，倾向于分离的质量转移速率的水平。
2005-12-06 astro-ph
X-Ray Binaries and the Current Dynamical States of Galactic Globular Clusters
30多年来，人们已经知道银河系球状星团（GC）相对于星盘的数量来说，每单位质量的明亮X射线源数量级过多。最近，人们对这种现象有了定量的了解，星系团中X射线源的数量（$N_X$）与星系团相遇频率（$Γ$）之间的相关性变得越来越明显。我们推导出一个改进的$Γ$，它结合了有限寿命的X射线源和集群的动力学演化。我们发现，我们能够解释的几个集群，谎言的$N_X$ - $Γ$相关性，并解决GC核心半径观测值和理论预测值之间的差异。我们的结果表明，大多数GC仍然处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段。
2007-12-03 astro-ph
Impact of Stellar Dynamics on the Frequency of Giant Planets in Close Binaries
在半长轴为$\la$ $50\au$的双星系统中，潮汐力可能会抑制类木行星的形成，在这种情况下，这种双星系统可能被称为"接近“。作为原地形成行星形成的另一种选择，当双星系统中的一个原始成员在与另一颗拥有行星的恒星的动力学相互作用中被替换时，双星系统可以获得一颗巨行星。星团结构和演化的简单标度关系，再加上关于双星-双星和双星-双星散射的分析参数，表明动力学过程可以在$<$ 1%的近距离双星中沉积木星行星。如果正在进行的和未来的系外行星调查测量到更大的比例，那么可能是巨行星确实以某种方式频繁地在这样的系统中形成。
2006-08-15 astro-ph
Luminosity functions of X-ray binaries and the dynamical history of their host galaxies
在邻近星系中观测到的X射线源的亮度分布（log（N（>S））-log（S）曲线）可以描述为单次幂律或破幂律。单一的幂律分布经常被发现的星系中的源与激烈的正在进行的恒星形成活动，而打破幂律被发现在椭圆星系和螺旋星系的凸起。光度突变可能是由包含中子星的X射线双星在爱丁顿极限吸积的种群或由X射线双星种群的老化引起的。我们证明了一个简单的生灭模型可以重现单一的和破碎的幂律log（N（>S））-log（S）曲线。我们发现幂律log（N（>S））-log（S）曲线是X射线双星平滑连续形成的结果，光度突变是最近一次星暴事件的标志。光度突变是稳健的，并且由相对于到星暴时期的回顾时间的X射线双星的寿命决定。该模型成功地解释了旋涡星系M81的盘源和核球源的不同形式的log（N（>S））-log（S）曲线。
2003-02-18 astro-ph
Dynamical evolution of active detached binaries on log Jo - log M diagram and contact binary formation
研究了色球活动双星（CAB）和大熊座W（W UMa）系统的轨道角动量（Jo）、系统质量（M）和轨道周期（P）的分布。由119颗CAB星和102颗W UMa星组成了log Jo - log P、log M - log P和log Jo-log M图。发现log Jo-log M图在演示联星轨道的动力学演化方面最有意义。在log Jo-log M图上发现分离系统和接触系统之间有一条略微弯曲的边界线（接触边界）。由于双星的轨道大小（a）和周期（P）由它们的当前Jo、M和质量比q决定，因此轨道角动量损失率（dlog Jo/dt）和质量损失率（dlog M/dt）是决定动力学演化方向和速度的主要参数。如果一个分离系统自身的动力学演化使它能够通过log Jo-log M图上的接触边界，那么它就成为一个接触系统。质量损失分离系统的q的演变是未知的，除非每个组件的质量损失率是已知的。假设q在一级近似下为常数，并利用CAB星运动学年龄的Jo和M的平均下降率，预测了11，23，39 cent的CAB星将分别转变为WUMa系统，如果它们的核演化允许它们分别活2，4和6 Gyr。
2006-09-14 astro-ph
Numerical Methods for the Simulation of Dynamical Mass Transfer in Binaries
我们描述的计算工具，已经开发出半分离，多变的二进制最初执行同步旋转圆形轨道上的动态质量转移模拟。初始平衡模型产生的自洽场算法，然后演变模型的时间与一个并行的，明确的，欧拉流体动力学代码，没有假设系统的对称性。泊松方程的解决与理想流体力学方程，使我们能够处理的非线性潮汐变形的组件在一个完全自洽的方式。我们目前的结果，从几个标准的数值实验，已进行评估的一般可行性和有效性，我们的工具，并从基准模拟，通过五个完整的轨道（高达约90恒星动力学时间）的两个分离系统的演变。这些基准运行使我们能够衡量的定量准确性水平，半分离系统的模拟可以使用目前可用的计算资源进行。我们发现，我们应该能够解决质量转移水平$\dot{M} / M > few x 10^-5$每轨道通过大约20个轨道，每个轨道上的并行计算平台上的计算时间约为30小时。
2001-07-17 astro-ph
The Frequency Distribution of Semi-major Axis of Wide Binaries. Cosmogony and Dynamical Evolution
双星系统和复双星系统的半长轴频率分布f（a）、偏心率和质量比包含了有关恒星形成过程和动力学历史的宝贵化石信息。为了加深对这些问题的理解，我们对各种已出版的星表中宽双星（a>25 AU）的频率分布f（a）以及我们自己的星表（Poveda等人，1994; Allen等人，Poveda & Hernandez，2003）。在此基础上，我们确定了频率f（a）是系统年龄的函数，在100 AU < a < a[c]（t）范围内服从Oepik分布f（a）~ 1/a，其中a[c]（t）是临界半长轴，超过该轴，双星与大质量天体相遇而解离。我们认为，分布f（a）~ 1/a背后的物理是一个能量弛豫过程，类似于目前在星团（长期弛豫）或在球形星系（暴力弛豫）。三重系统中质量比的频率分布以及逃逸星的存在表明，这两种类型的弛豫在双星和多星形成过程中都很重要。
2007-05-14 astro-ph
The Formation of Close Binary Systems by Dynamical Interactions and Orbital Decay
我们目前的结果，从第一流体动力学恒星形成的计算表明，密切的双星系统（分离$\lsim 10$ AU）不需要直接形成的碎片。相反，高频率的密近双星可以通过不稳定的多系统中的动力学相互作用和最初较宽的双星的轨道衰变相结合而产生。由于气体吸积和/或双星与其环双星盘的相互作用，可能会发生轨道衰变。这三种机制避免了与光学厚气体的碎裂直接形成封闭系统相关的问题。它们还导致了密近双星具有大致相等质量的成分的偏好，因为动力学交换相互作用和具有高比角动量的气体的吸积将质量比推向统一。此外，由于动力学相互作用的重要性，我们发现质量较大的恒星应该有更高频率的近伴星，许多近双星应该有宽伴星。这些性质与观测结果符合得很好。
2002-12-18 astro-ph
GAIA and Population II Visual Binaries
本文讨论了497颗依巴谷双星的运动学星族分类结果。样本中不到10%的恒星属于厚盘。只有七颗恒星有晕轮运动学。没有直接的动力学测定极端晕星的质量。本文还提出了一些建议，其中有关人口II目视双星的地基天体测量观测与GAIA数据相结合，将有助于在未来更好地确定轨道的长周期人口II双星。
2002-03-07 astro-ph
Runaway Massive Binaries and Cluster Ejection Scenarios
失控大质量双星的产生为近距离双星和疏散星团的演化提供了关键的见解。恒星HD 14633和HD 15137是这种失控系统的罕见例子，在这项工作中，我们研究了它们从其母疏散星团NGC 654中被弹射出来的机制。我们讨论的观测特性，可用于区分超新星弹射系统的动力学相互作用，我们提出了一个新的无线电脉冲星搜索这些系统的结果，以及他们预测的X射线通量的估计，假设每个二进制包含一个紧凑的对象。由于在这些系统中既没有观测到双星，也没有观测到X射线辐射，因此我们不能断定这些双星中含有紧密的伴星。我们还考虑了它们是否可能是在它们形成的稠密环境中通过动力学相互作用而被弹射出来的，我们对四体相互作用的模拟表明，动力学起源是可能的，但不太可能。我们建议进行进一步的X射线观测，以最终确定HD 14633或HD 15137是否包含中子星。
2006-12-29 astro-ph
The dynamical evolution of massive black hole binaries - II. Self-consistent N-body integrations
我们利用混合N体程序研究了星系中心大质量黑洞双星的演化，主要是了解影响双星偏心率的因素，星系对双星合并的响应，以及损失锥耗尽对合并时间的影响。论文I的散射实验表明，除非形成一个至少具有中等偏心率的双星，否则合并时间对偏心率的增长并不敏感。我们发现，在某些条件下，如果双星形成于一个具有扁平核或速度分布有径向偏差的星系中，特别是如Rauch和Tremaine（1996）所建议的，动力学摩擦因共振而增强，那么偏心率会变大。但是，这些必要条件似乎都不太可能，我们在论文I中的预言也没有改变：在大多数情况下，偏心率将开始并保持很小。当双星变硬时，它会从星系中心喷出恒星，这可以解释为什么大椭圆星系的密度尖点比小星系弱。如果是这样的话，这些星系的中心速度分布应该具有很强的切向各向异性。双星从星系中心的漂移减轻了与损失锥耗尽相关的问题，并有助于双星合并。
1997-06-30 astro-ph
Formation of Kuiper Belt Binaries
柯伊伯带天体（KBO）中有相当一部分存在于具有宽间距和大致相等质量的双星中，这一发现激发了各种解释其形成的新理论。Goldreich等人（2002）提出了两种形成方案：第一种方案是形成一个短暂的双星，它在来自小天体海洋的动力学摩擦的帮助下结合在一起（L^2s机制）;第二种方案是通过三体引力偏转形成一个双星（L^3机制）。在这里，我们精确地计算了亚希尔速度下的L^2s和L^3形成速率。虽然L^2 s的形成速率接近于先前的数量级估计，但L^3的形成速率大约小4倍。对于亚希尔KBO速度（v << v_H），L^3与L^2s的形成速率之比为0.05（v/v_H），与小天体的速度弥散、表面密度或相互碰撞无关。对于超希尔速度（v >> v_H），L^3机制优于L^2s机制。通过L^3机制形成的双星与通过天体的双星相抗衡。如果有足够的时间，双星系统会形成一个统计上的平衡丰度。我们发现，长寿命的瞬变双星的频率随着系统的寿命呈指数下降，并且这种瞬变双星对于通过L^3机制形成的双星并不重要，与Lee等人（2007）相反。对于L^2s机制，我们发现，对于给定的动力学摩擦强度D，典型的时间瞬变双星必须持续存在，才能形成柯伊伯带双星（KBB），而D只随D的增加而增加。短暂双星的寿命只有在非常弱的动力学摩擦（即D \lesssim 0.002）时才变得重要，而对KBB的形成可能并不重要。
2007-11-06 astro-ph
Primordial binaries and intermediate mass black holes in globular clusters
我们提出了第一个研究的星团，结合了一个显着的人口的原始双星的存在下，一个中央黑洞的动态演化。我们使用直接N体模拟，黑洞的质量约为星系团总质量的百分之一。双星群体的演化受到黑洞存在的强烈影响，这使得星系团有一个大的核心，中心有一个密度尖点。从普卢默配置文件开始，我们首先遇到一个阶段，最后约10个半质量弛豫时间，其中二进制文件被破坏的速度比没有黑洞的类似模拟。然而，随后，由于大的核心尺寸，二进制中断显着减慢。原始双星和黑洞之间的动力学相互作用，从而介绍了新的功能，到目前为止，调查的情况下，黑洞和双星的影响已被分别考虑。具体来说，中等质量黑洞的二元毁灭模式可能会留下一个可以通过观测检测到的指纹。
2005-08-24 astro-ph
Rotational mixing in tidally locked massive main-sequence binaries
大质量恒星演化计算中的一个主要不确定性是内部混合的效率。它会改变恒星内部的化学成分，从而影响恒星的结构和进一步的演化。我们证明，食双星，其中潮汐同步的恒星和轨道周期的旋转周期，构成了一个潜在的强大的测试旋转混合的效率。我们提出了详细的恒星演化模型的大规模双星假设的小麦哲伦云的组成。在这些模型中，我们发现增强表面氮丰度高达0.6德克斯。
2008-11-24 astro-ph
Binaries in Globular Clusters
双星在决定球状星团的动力学演化和观测外观方面起着关键作用。我们提出了一个摘要的三个会谈提出了在国际天文学联合会JD 15，审查目前的观测和理论状态的双星和相关的“异国情调”的恒星在银河系球状星团系统。
1997-10-23 astro-ph
Evolution of low-mass star and brown dwarf eclipsing binaries
我们研究了低质量恒星和褐矮星食双星的演化。这些物体是快速旋转的，被认为是大磁场的庇护所。我们建议，降低对流效率，由于快速旋转和大的场强，和/或磁点覆盖的辐射表面显着影响其演变，导致减少热通量，从而更大的半径和冷却器的有效温度比常规对象。我们已经考虑过这样的过程在我们的进化计算，使用现象学的方法。这产生了与观测一致的质量-半径和有效温度-半径关系。我们还重现了最近发现的令人困惑的食褐矮星系统的有效温度比和两个组件的半径。这些计算表明，快速旋转和/或磁活动可能会显着影响食双星的演化，这些物体的机械和热性能偏离非活动的低质量物体。我们发现，内部磁场强度与观测到的表面值几千高斯兼容，对流可以被严重抑制。因此，快速旋转的活跃低质量恒星的中心辐射区的起始可能会低于通常的$\sim 0.35 \msol$极限。
2007-07-12 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
Star Clusters with Primordial Binaries: II. Dynamical Evolution of Models in a Tidal Field
我们扩展了我们对简单星团模型的动力学演化的分析，以提供比较标准，这将有助于解释更复杂的现实模拟的结果。我们通过引入潮汐场来增强我们以前的原始二元模拟，并从不同中心浓度的King模型开始。我们提出的N体计算的结果的演化等质量模型，从原始的二元分数0 - 100%，和N值从512到16384。我们还试图将我们的一些结果外推到更大数量的粒子，这是必要的模型球状星团。我们的特点是稳定状态的“氘主序列”相，其中原始的双星是在核心中耗尽的过程中的“引力燃烧”。在这一阶段，我们发现核心与半质量半径之比r_c/r_h与孤立系的测量结果相似。除了由于原始双星群体的硬化和耗尽而产生的能量外，星团的整体演化还受到一个竞争过程的驱动：系统的潮汐破坏。我们发现，对于W_0=7，N=4096的King模型（这是我们发现的最长寿的模型之一），只有当初始数小于0.05N时，系统才可能在潮汐溶解之前耗尽原始双星。我们比较我们的研究结果，通过直接N体模拟，但规模，在可能的情况下，更大的N，通过蒙特卡洛方法进行类似的研究。
2006-10-06 astro-ph
Short Gamma-Ray Bursts and Gravitational Waves from Dynamically Formed Merging Binaries
由两个坍缩天体组成的并合双星系统是最有希望的高频引力波信号源之一。双中子星或黑洞/中子星合并也被认为会产生短硬爆发，SHB，伽马射线暴的一个子类。因此，SHB可能提供一个强大的方法来推断合并率的两个折叠对象二进制文件。假设大多数SHB起源于双中子星或黑洞/中子星合并，我们在这里概述了一种方法来估计合并事件的发生率从动态形成的双星在球状星团和推断相应的GW事件率，可以检测到先进的LIGO/室女座。特别是相当大一部分可检测的GW事件预计将与SHB同时发生。利用最近的观测结果，重新评估了SHB的成束和红移分布，并对它们的光度函数进行了约束。我们证实，相当一部分的SHBs去了在低红移，合并系统形成的球状星团，通过动力学相互作用的预期。
2008-11-10 astro-ph gr-qc
The Smallest Mass Ratio Young Star Spectroscopic Binaries
使用高分辨率近红外光谱与凯克望远镜，我们已经检测到的径向速度签名的冷次要组件在四个光学识别的前主序，单线光谱双星。它们都是弱线形的金牛座T星，具有明确的质心速度。其中一颗年轻的双星NTTS 160905-1859的质量比为M2/M1 = 0.18+/-0.01，这是迄今为止动态测量到的最小的主序前光谱双星。这些新的结果证明了红外光谱的动力学识别冷秒的权力。迄今为止，可见光光谱学还没有发现任何质量小于0.5 M太阳的前主序星，而这里报道的两个年轻系统在这个范围内。我们比较我们的目标与汇编出版的年轻双线光谱双星，并讨论我们独特的贡献，这个样本。
2002-01-19 astro-ph
Evolution of rotation in binaries: physical processes
在这篇综述中，我们描述了驱动双星动力学演化的物理过程，即轨道的圆化以及它们的自旋和轨道旋转的同步化。我们还讨论了椭圆形不稳定性的可能作用，这原来是一个不可避免的成分的双星演化。
2003-08-19 astro-ph
Accretion and Dynamical Interactions in Small-N Star-Forming Clusters: I. N=5 case
我们目前的结果，从高分辨率流体动力学模拟探索小规模集群在恒星形成区域的影响。一个大的合奏小N集群与5恒星种子已建模和由此产生的恒星和褐矮星的属性统计推导和观测数据进行比较。原恒星和竞争吸积驱动的云崩溃之间的密切动力学相互作用，产生的最终质量分布是双峰，大部分的质量驻留在二进制组件。当卷积与一个合适的核心质量函数，最终的质量分布类似于所观察到的IMF，无论是在恒星和亚恒星政权。双星和单星被发现构成了两个运动学上不同的群体，其中大约一半的单星达到了> 2 km/s的速度，这可能会在几次交叉中剥夺低质量恒星形成区最轻的成员。的偏心率分布的二进制文件和多次被发现遵循的分布类似于所观察到的长周期（uncircularized）的二进制文件。我们预测，许多近距离双星应该有宽棕矮星的同伴。棕矮星和一般的低质量恒星，作为纯双星伴星是很罕见的。双星的比例应该是一个主质量的递减函数，低质量或亚恒星的主质量是稀缺的。在这种双星存在的地方，它们要么足够接近（半长轴~ 10天文单位），能够与更大质量的双星发生强相互作用，要么诞生于非常小的分子云核心。
2003-04-04 astro-ph
Innermost Stable Circular Orbit of Inspiraling Neutron-Star Binaries: Tidal Effects, Post-Newtonian Effects and the Neutron-Star Equation of State
我们研究了中子星状态方程如何影响合并附近的吸入中子星双星的运动方程的动力学不稳定性的发病。相对论效应和牛顿潮汐效应的结合导致恒星开始它们最后的、快速的、动力学不稳定的合并，此时恒星仍然很好地分离，轨道频率为$\approx$ 500周/秒（即引力波频率约为1000赫兹）。动力学不稳定性发生的轨道频率（即最内侧稳定圆轨道的轨道频率）对中子星状态方程（特别是恒星的质量半径比$M/R_o$）表现出适度的敏感性。这表明，关于核物质状态方程的信息被编码在合并前发射的引力波中。
1996-09-05 astro-ph gr-qc
The Relative Stability Against Merger of Close, Compact Binaries
由于引力辐射的发射，致密双星的轨道间隔会随着时间的推移而缩小。双星系统演化的这一螺旋阶段通常会比系统的轨道周期长得多，但最终的合并可能是动态的，在很大程度上是由流体动力学效应驱动的，特别是如果存在一个临界分离，系统在合并时变得动态不稳定。事实上，如果弱相对论系统（例如白矮星-白矮星双星）在某个临界距离处遇到动力学不稳定点，合并可能完全是一个经典的流体动力学过程。因此，对这一阶段双星演化的适当研究必须包括三维流体动力学模拟。我们已经构建了平衡序列的同步旋转，等质量的二进制在圆形轨道上的一个单一的参数-二进制分离-沿每个序列变化。用各种多变的以及现实的白矮星和中子星状态方程构造了序列。使用牛顿，有限差分流体力学代码，我们已经研究了沿这些平衡序列的各个模型的动态稳定性。我们的模拟表明，没有不稳定点存在于我们分析的序列，有相对软的状态方程（多变指数$n=1.0$和1.5的多变序列和两个白矮星序列）。然而，我们确定了动态不稳定的二元模型的状态方程较硬的序列（$n=0.5$多方序列和两个中子星序列）。因此，我们推断，软状态方程的二进制系统不会被驱动合并的动力学不稳定性。
1997-06-18 astro-ph gr-qc
Dynamical Determination of the Innermost Stable Circular Orbit of Binary Neutron Stars
在完全广义相对论下，通过动力学模拟确定了中子星的最内层稳定圆轨道。不断发展的准平衡（QE）的二进制文件，开始在不同的分离，我们括号中的ISCO的位置区分稳定的圆形轨道不稳定的暴跌。我们研究伽玛=2多面体的共转和无旋等质量的二进制文件中的不同的压缩。对于共转双星，我们发现一个ISCO轨道角频率略小于通过应用转向点方法QE的初始数据确定。对于无旋双星，初始数据序列在到达转折点之前终止，但我们发现ISCO频率在终止点之前到达。我们的研究结果表明，ISCO频率随压缩，但并不强烈依赖于恒星的自旋。由于观测到的引力波信号经历了从近似周期性的"啁啾“到大约两倍于ISCO频率的爆发的转变，因此通过激光干涉仪（例如LIGO）测量其值对于确定底层恒星的某些物理性质将是重要的
2004-02-20 astro-ph gr-qc
The Dynamical Evolution of Black Hole-Neutron Star Binaries in General Relativity: Simulations of Tidal Disruption
在广义相对论框架下计算了构成组合黑洞-中子星时空的合并黑洞-中子星双星的第一次动力学演化。我们对待度规的共形平坦近似，并假设黑洞的质量是足够大的中子星相比，使黑洞保持固定在空间中。利用球面谱方法求解器，我们求解了中子星绕史瓦西黑洞运动的场方程。使用相对论，拉格朗日，光滑粒子流体动力学（SPH）处理的问题。作为我们的初始数据，我们最近的准平衡模型同步中子星多面体产生的共形薄三明治（CTS）分解的爱因斯坦场方程的解决方案。我们能够从这些模型中构建放松SPH配置文件显示良好的协议与CTS解决方案。我们的绝热演化计算与低紧凑性的中子星表明，质量转移，当它开始时，中子星轨道仍然是最内部的稳定的圆形轨道之外，是更不稳定的比通常预测的分析形式主义。这种动力学质量损失被认为是决定双星轨道和中子星随后演变的驱动力，中子星通常在几个轨道周期内完全破裂。转移到黑洞上的大部分质量会迅速吸积;相当一部分（约30%）的质量也会向外脱落，其中一些质量会因引力而脱离束缚，并被完全从系统中弹射出去。剩下的部分在黑洞周围形成了一个吸积盘，可以为短时间的伽马射线暴提供能量。
2005-11-11 astro-ph gr-qc
Formation of Kuiper-belt binaries through multiple chaotic scattering encounters with low-mass intruders
许多海王星外天体成对存在的发现，对于揭示外太阳系的形成，演化和结构是非常宝贵的。根据最近的系统搜索，估计柯伊伯带天体中有10%可能是双星。然而，与近地和主带小行星双星相比，迄今发现的所有例子都是不寻常的，因为它们的质量比为1阶，轨道大而偏心。在这篇文章中，我们提出了一个共同的动力学起源，这些成分和轨道特性的基础上四体模拟的希尔近似。我们的计算表明，双星是通过以下事件链产生的：最初，长寿命的准绑定双星形式的两个机构得到纠缠在薄层的动态混沌产生的太阳潮汐在希尔球。接下来，通过与低质量入侵者的引力散射进行的能量转移将双星推入附近的非混沌，相空间的稳定区域。最后，双星通过一系列相对温和的引力散射与进一步的入侵者相遇而变硬（失去能量）。这产生了很好地符合开普勒椭圆的双星轨道。动力学上，整个过程是强烈的青睐，如果原来的准束缚二进制包含可比的质量。我们提出了一个简化的混沌散射模型来解释这些结果。我们的研究结果表明，观测到的对质量比大致相等的双星的偏好可能是一个真实的效应;也就是说，它主要不是由于对相距很远的明亮天体的观测偏差。然而，我们预测，一个相当大的人口非常不平等的质量柯伊伯带双星可能等待发现。
2005-04-04 astro-ph math.DS nlin.CD
