Mergers and star formation in SPH cosmological simulations
分析了流体动力学宇宙学模拟中星系天体的恒星形成率历史与它们的合并历史的关系。研究结果表明，大规模的合并会产生更有效的恒星爆发，而且根据物体的内部结构，也可能发生双重恒星爆发。
1999-11-02 astro-ph
Fallback accretion in the aftermath of a compact binary merger
最近对长时间和短时间的伽马射线暴的观测揭示了一种令人费解的X射线活动，在某些情况下，这种活动在爆发后持续了几个小时。很难将这样的时间尺度与吸积盘能够提供的粘性时间尺度相协调。在这里，我讨论吸积活动预计从发射到偏心的材料，但在一个紧凑的二元合并引力约束轨道。从一个简单的分析模型，时间尺度和吸积光度，导致回落后的一个紧凑的双合并。在所考虑的质量范围内，双中子星双星在它们的回落光度上是相对均匀的。中子星黑洞系统在其回退行为中表现出更大的范围。虽然该模型过于简单，无法预测回退的详细时间结构，但它可以合理预测回退的总体属性。在合并后约一小时，回退吸积光度仍然可以达到$\sim 10^{45}$ erg/s，其中一小部分将转化为X射线。X射线光度的大尺度振幅变化可能是由引力碎裂引起的，对于高离心率的回落，这应该比在吸积盘中更容易发生。
2007-01-16 astro-ph
r-Process Nucleosynthesis in Hot Accretion Disk Flows from Black Hole - Neutron Star Mergers
我们考虑热吸积盘流出黑洞-中子星合并的背景下，他们产生的核合成。我们从一个黑洞-中子星合并的三维数值模型出发，计算了从合并产生的吸积盘中发射出的中微子和反中微子通量。然后，我们按照元素合成的材料流出磁盘沿参数化的轨迹。我们发现，至少产生一个弱r-过程，在某些情况下，以及一个主r-过程。产生r-过程核所需的富中子条件直接来自于圆盘发射的中微子与流出物中的自由中子和质子的相互作用。
2008-06-25 astro-ph nucl-th
The Growth of Dark-Matter Halos. The Effects of Accretion and Mergers
高分辨率的宇宙学N体模拟表明，暗物质晕的密度分布在分层宇宙演化是普遍的，低质量的晕通常比更大质量的密度。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小的天体的早期形成。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。我们发现晕的特征密度和尺度半径基本上分别与宇宙的临界密度和形成时的维里半径成正比。这两种关系与下面简单的进化图景是一致的。剧烈的弛豫所造成的主要合并重新安排的结构晕导致一个普遍的无量纲密度分布。在主要的合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持中心部分稳定，只有当宇宙的临界密度减小时才扩大它们的维里半径。
1998-10-13 astro-ph
Neutron-Rich Freeze-Out in Viscously Spreading Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
在黑洞-NS双星和中子星-NS双星的合并过程中，形成了质量约为0.001-0.1 Msun的吸积盘。最初，这样的超吸积盘冷却有效的中微子发射和他们的组合物是驱动的对简并条件下捕获的中子丰富。然而，随着磁盘粘性扩散和它的温度下降，冷却变得低效和磁盘成为平流。分析论证和数值模拟表明，一旦发生这种情况，强风可能会赶走大部分磁盘的剩余质量。我们用一维高度积分模拟计算了致密天体合并形成的粘性扩散吸积盘的热演化和核成分。我们表明，冻结出弱平衡必然伴随着磁盘的后期过渡到平流状态。因此，超吸积盘通常冻结出富中子（电子分数Ye ~ 0.2-0.4），并且它们的后期流出强烈合成稀有的富中子同位素。利用太阳系中这些同位素的丰度测量值，我们将银河系中致密天体的合并速率限制为<1 e-5（M_d，0/0.1 Msun）^（-1）/年，其中M_d，0是吸积盘的平均初始质量。因此，要么NS-NS合并率处于当前估计的低端，要么典型合并期间产生的平均盘质量<< 0.1 Msun。我们还指出，如果大多数短持续时间的伽马射线暴（GRB）是由致密天体并合产生的，那么它们的聚束率必须超过f_b ~ 0.13（M_d，0/0.1 Msun），对应于喷流半张角> 30（M_d，0/0.1 Msun）^（1/2）度。这与其他证据一致，即短持续时间的伽玛射线暴流出比长持续时间的伽玛射线暴流出的准直度更低。
2008-12-13 astro-ph
Merger vs. Accretion and the Structure of Dark Matter Halos
在各种各样的宇宙演化的层次聚类的高分辨率N体模拟表明，密度分布的暗物质晕是普遍的，与低质量的晕密度比他们更大的同行。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小天体的早期典型形成时间。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。这样的晕形成时间的计算通过修改的扩展的Press & Schechter形式主义，其中包括一个现象学的前沿，Delta_m，微小的和显着的相对质量捕获之间的合并和吸积之间的区别。当Delta_m=0.6时，我们证实晕的特征密度与其形成时宇宙的平均密度基本成正比。然而，相对于临界密度的比例性对于开放宇宙产生了稍微好一点的结果。此外，我们还发现晕的尺度半径也基本上正比于它们形成时的维里半径。我们表明，这两个关系是符合以下简单的情况。剧烈的弛豫引起的合并重新安排的结构晕导致相同的密度分布与无量纲的特征密度和尺度半径的普遍值。在合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持其中心部分稳定，并随着宇宙临界密度的减小而扩大其维里半径。
1997-12-05 astro-ph
The Survival of The Core Fundamental Plane Against Galactic Mergers
我们发展了一种有效的模拟方法，并将其应用于极密次级伴星与稀薄初级伴星的吸积问题。我们研究了不同光度比的物体的吸积，假设星系中心部分的质量分布随光的变化，从椭圆星系的核心基本平面绘制大小和密度。结果表明，在合并与质量比大于10，较小的物体只剥离到最高密度遇到的主要在吸积过程中。因此，核心基本面的形式表明，这些星系中心的质量分布与光分布不同，或者核心基本面上的合并需要的不仅仅是可见恒星的动力学。
1998-11-14 astro-ph
A Broad Search for Counterrotating Gas and Stars: Evidence for Mergers and Accretion
我们测量了从近场星系巡天中抽取的67个星系样本中的大体积气体-恒星反旋频率。近场星系巡天是一个具有广泛代表性的对局部星系群的巡天，最低可达M_B-15。我们在17个E/S 0中检测到4个反向旋转器，其气体排放延长（24% ± 8 - 6）。相比之下，我们没有发现明确的例子，大量的反旋转之间的38个SA-SBC螺旋，虽然一个SA没有显示出特殊的气体运动学。这一结果表明，在95%置信度下，不超过8%的Sa-Sbc螺旋是整体反向旋转。在Sc型和以后的类型中，我们只确定了一种可能的反旋体，即麦哲伦不规则星云。我们使用这些结果与反旋子的物理性质一起来限制这种现象的可能起源。
2000-09-15 astro-ph
Nonthermal Emission from Accreting and Merging Clusters of Galaxies
我们比较了非热辐射从星系团进行小合并（“accreting”集群）和主要合并（“merging”集群）。对于吸积团簇，还计算了团簇中非热辐射的径向分布。相对论电子，这是通过逆康普顿（IC）和同步辐射任务的非热辐射的起源，被假定为加速吸积或合并产生的冲击。我们估计的典型吸积率和合并概率根据层次聚类模型。我们发现吸积和合并星系团的IC辐射的总光度是相似的。另一方面，前者的同步辐射亮度远小于后者。我们发现，大约10%的集群在z~0应该有硬X射线和无线电非热辐射，由于他们的最后一个主要的合并，这是可比的或占主导地位的，由于正在进行的吸积。此外，20-40%的集群应该由于它们的最后合并而具有显著的EUV发射。我们还调查的情况下，合并的标准放宽。如果我们把合并的定义扩展到较大的子星系团的质量至少增加了初始质量的10%，那么即使在低密度宇宙中，在z~0处也应该有大约20-30%的星系团由于合并而产生硬X射线和射电非热辐射。我们将结果与观察结果进行比较。我们发现，观察到的EUV辐射从集群是不归因于吸积。如果在星系团中观察到的漫射射电发射是通过吸积或合并加速的电子的同步辐射，那么星系团的磁场通常小至~0.1 μ G。
2001-08-22 astro-ph
The angular momentum of dark halos: merger and accretion effects
我们提出了暗物质晕角动量演化的新结果。从N体模拟中得到的晕，根据它们的质量增长历史被分为两类：吸积类包含质量连续平稳变化的晕，而合并类包含质量突然显著变化的晕（每个事件的质量大于初始质量的1/3）。我们观察到角动量的增长，它继续以及进入非线性制度，它与质量增长，它发生在两个阶段：一个快速其次是一个缓慢的阶段。对于吸积目录，自旋参数随时间减小，而对于合并目录，自旋参数随时间略有增加，但当两个目录一起考虑时，自旋参数不发生变化，而且自旋参数不依赖于晕质量或宇宙学模型。我们还开发了一个简单的模型来形成类似于银河系的盘状星系，并得出结论，我们自己的光环必须捕获卫星才能获得所需的角动量并实现z ~ 1.6附近的大部分盘状星系。角动量分布表明，在z ~ 1.6只有22%的晕的角动量的大小相当于在太阳质量的$(0.1-5)*10^{11}$的质量范围内的盘星系，显然不足以解释目前观察到的这些对象的丰度。
2003-11-06 astro-ph
Equal- and unequal-mass mergers of disk and elliptical galaxies with black holes
我们提出了不同的质量比和不同的祖先形态的双星星系合并模拟。这些模拟包括富气盘合并（Sp-Sp）、早型星系和盘合并（E-Sp，混合合并）以及早型星系合并（E-E，干合并）。我们遵循气体，恒星和暗物质的动力学，包括辐射冷却，恒星形成和黑洞（BH）吸积。对于Sp-Sp合并，随着母体质量比的增大，恒星形成速率和BH吸积速率的峰值减小，中心黑洞和新形成恒星的生长时间尺度增大. BH吸积速率的峰值通常发生在BH合并后不久的时间为低祖质量比（例如3：1和更低），而对于较高的祖质量比有没有明确的BH吸积速率峰值和BH合并时间之间的相关性。在盘合并中，BH反馈导致的恒星形成的终止对于更高的祖先质量比（例如3：1或更高）来说是不那么重要的。此外，BH反馈的加入有效地抑制了干E-E合并和混合E-Sp合并中的恒星形成。所有的合并残留物，与它们的祖先无关，都遵循观测到的中心BH质量与恒星速度色散M_BH-σ、核球质量M_BH-M_* 和核球结合能M_BH- M_{*} σ ^[2]之间的关系，而散射的主要来源是初始气体质量分数的变化。所有关系式的归一化以及M_BH-σ和M_BH- M_{*} σ ^2关系式的模拟斜率与观测值吻合得很好，而M_BH-M_* 关系式的模拟斜率比观测值略陡。（节略）
2008-09-10 astro-ph
Time-Dependent Models of Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
我们提出的时间依赖性模型的吸积盘紧凑的物体合并过程中产生的，集中在能量可从吸积在后期的磁盘和它的流出物的组成。我们计算的动力学附近的外边缘的磁盘，其中包含了大部分的质量，并设置到中央黑洞的吸积率。这使我们能够在比目前的流体动力学模拟更长的时间尺度上跟踪演变。在晚些时候，盘变成平流，其性质渐近于吸积率为dM/dt ~ t^（-4/3）的自相似解（忽略流出）。原则上，这种晚期吸积可以提供足够的能量来为从一些短持续时间的伽马射线暴（GRB）中观察到的晚期活动提供动力。然而，由于在平流阶段的外流解开了大部分剩余的质量，这是很难的残余磁盘单独产生显着的吸积功率远远超过平流阶段的开始。除非粘度很低（α ~ 1 e-3），否则这发生在观测到的~ 30 s耀斑开始之前;因此，持续的质量流入似乎需要解释短伽玛暴的后期活动。我们表明，磁盘冻结的组成相对丰富的中子（电子分数叶~ 0.3）。大约1 e-2 Msun的这种富含中子的物质在后期被风喷射出来。在早期，中微子冷却阶段的吸积，中微子照射的磁盘产生风与叶~ 0.5，合成最多~ 1 e-3 Msun的镍56。我们强调什么条件有利于镍56生产和预测，在最好的情况下，光学和红外瞬变峰值约0.5-2天后爆发，通量的一个因素约10低于目前的观测极限。
2008-07-31 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
Binary systems and stellar mergers in massive star formation
我们提出了一个高质量的近距离双星系统的形成模式，在形成大质量恒星的背景下，通过气体吸积在中心的星团。一个低质量的宽双星在质量吸积的作用下向高质量的密近双星演化，达到30-50太阳质量的系统质量，间距为1天文单位。由此产生的具有两个大质量分量的双星系统的高频率与观测结果一致。这些系统通常是高度偏心的，并且可能演化成近星点间距小于恒星半径。因此，这些双星系统的合并可能会导致最大质量恒星的形成，从而避免辐射压力阻止吸积的问题。引发双星合并所需的恒星密度是每立方秒差距100万颗恒星，或约为恒星直接碰撞所需的1%。
2005-06-28 astro-ph
New Techniques for Relating Dynamically Close Galaxy Pairs to Merger and Accretion Rates : Application to the SSRS2 Redshift Survey
我们引入了两个新的对统计，这与密切的星系对的合并和吸积率。我们证明了纠正这些（和其他）配对统计的重要性，选择效果相关的样本深度和完整性。特别是，我们强调了使用通量限制调查可能导致的严重偏差。第一个统计量表示为N_c，它给出了每个星系在一定绝对星等范围内的伴星数目。N_c与星系合并率直接相关。第二个统计量称为L_c，给出了每个星系的伴星的总光度。这个量可以用来研究质量吸积率。N_c和L_c都与星系的关联函数和光度函数直接相关。我们概述的技术，占各种选择效果，并证明了这种方法使用蒙特卡罗模拟的成功。如果假设聚类与光度无关（这适用于光度的合理范围），那么这些统计数据可以应用于通量限制的调查。这些技术被应用到一个样本的5426个星系的SSRS 2红移调查。使用密合动力学对，我们发现在z=0.015时，N_c（-21<M_B<-18）= 0.0226+/-0.0052和L_c（-21<M_B<-18）= 0.0216+/-0.0055 10^{10} h^2 L_sun。这是low-z紧密对统计量的第一个安全估计。如果N_c与红移保持不变，简单的假设意味着，约6.6%的-21<M_B<-18的星系在z=1之后经历了合并。当应用于更遥远星系的红移测量时，这些技术将产生第一个对星系合并和吸积速率演化的可靠估计。[摘要]
2000-01-21 astro-ph
Merging White Dwarf/Black Hole Binaries and Gamma-Ray Bursts
致密双星的合并，特别是黑洞和中子星的合并，经常被用来解释伽马射线暴（GRB）。本文对相对被忽视的白矮星与黑洞合并进行了三维流体动力学模拟。在合并的过程中，白矮星被潮汐破坏并剪切成一个吸积盘。随后发生核反应，能量释放可忽略不计。最大的吸积速率约为0.05 Msun/s（对于质量较低的白矮星来说要小一些），持续时间约为一分钟。许多磁盘参数可以解释一个简单的分析模型，我们推导出并比较我们的模拟。该模型可用于预测本文未模拟的白矮星和黑洞（或中子星）质量的吸积率。虽然这里研究的合并产生的盘具有更大的半径，比双中子星合并产生的盘具有更长的吸积时间，但合并恒星质量的更大部分成为盘的一部分。因此，白矮星和黑洞的合并可以产生长时间的伽玛暴。这些合并事件的发生率可能高达每银河系百万分之一。
1999-01-29 astro-ph
A Merger Origin for X-Structures in S0 Galaxies
利用数值模拟，我们研究了盘状星系对低质量伴星系合并的响应。当盘星系的伴星吸积时，盘星系会在伴星的扰动下形成一个强棒。在吸积事件结束后，由于弯曲不稳定性，棒垂直弯曲，将盘物质送出盘平面。当从侧面观察时，这些物质形成了X形特征，在形态上类似于在几个S 0/Sa星系中观察到的X结构。这里所描述的机制联合以前建议的吸积和酒吧不稳定性的假设，形成X-结构到一个自洽的方案合并诱导的形成和演化的S 0星系。为了补充这些模型，我们还提出了奇特的S 0星系希克森87 a的观测。合并模型中描述的厚盘、等照度线翘曲和强X结构在希克森87 a中都很明显，这表明这个星系可能是这种合并引起的星系演化的一个很好的例子。
1995-04-26 astro-ph
A Merger-Driven Scenario for Cosmological Disk Galaxy Formation
LCDM宇宙学的强烈等级性质给盘星系的形成带来了严重的困难。为了解决这些问题，我们描述了一个新的、由合并驱动的关于盘星系在高红移下宇宙学形成的方案，它补充了基于耗散坍缩的标准模型，在这个方案中，大的气体盘可能是由气体主导的系统的大角动量合并产生的，即在合并的高度，M_gas/（M_gas +M_star > 0.5）。星际介质的多相结构产生的压力阻止了气体在合并过程中完全转化为恒星，如果有足够的气体残留下来形成一个盘状星系，那么残留物最终就像一个盘状星系。我们进行星系合并的数值模拟，研究超新星反馈强度，超大质量黑洞的增长和反馈，祖气体分数，合并质量比，和轨道几何形状如何影响残余盘的形成。我们发现，磁盘可以建立角动量通过合并和合并残余物中的重子的旋转支持的程度主要是与恒星形成相关的反馈过程。以天然气为主的残余物仅限于在最终聚结时以天然气为主的合并中形成，而以天然气为主的合并通常需要极端的原始气体分数（>80%）。我们还表明，形成的旋转支持恒星系统的合并并不限于理想化的轨道，或主要或次要的合并。我们认为，分层性质的LCDM宇宙学和星际气体的物理学可能会共同作用，形成螺旋星系通过早期，气体为主的合并建立磁盘的角动量。
2006-03-23 astro-ph
The growth of galaxies in cosmological simulations of structure formation
我们利用流体动力学模拟研究了星系中重子组分是如何聚集的，着重讨论了合并和光滑吸积在~L_* 系统形成中的相对重要性。在我们的初步模拟中，模拟了一个以λ为主的冷暗物质宇宙的（50 \hmpc）^3共动体积，在我们的（64粒子）重子质量分辨率阈值M_c= 5.4 e 10 M_sun处，物体的空间密度对应于L~L_*/4的观测星系。超过这个阈值的星系通过吸积而不是合并获得大部分质量。在峰值质量增长的红移z~2处，吸积与合并的比例约为4：1。每个星系的平均吸积率从z=2时的~40 Msun/yr下降到z=0时的~10 Msun/yr，而合并率的峰值出现较晚（z~1），下降也较缓慢，所以到z=0时，两者的比率约为2：1。我们无法区分真正平滑的吸积与低于我们的质量分辨率阈值的天体合并，但推断我们测量的合并天体的质谱，dP/dM ~ M^a与a ~-1，意味着亚分辨率合并将增加相对较小的质量。在这些模拟中，全球恒星形成的历史追踪的是质量吸积速率，而不是合并速率。在低红移时，合并对星系的破坏与新系统的增长大致平衡，因此，尽管星系在星系水平上发生了显著的质量演化，但已解析星系的共动空间密度几乎保持不变。在z<~1时的合并率预测值与最近CFRS和hocC 2红移巡天中的密偶估计值一致。
2001-06-15 astro-ph
Galaxy Merger Statistics and Inferred Bulge-to-Disk Ratios in Cosmological SPH Simulations
我们构建合并树的星系在宇宙流体动力学模拟中确定，并使用它们来表征预测的合并率作为红移，星系质量和合并质量比的函数。在z=0.3时，对于质量比为1：2的大质量星系（重子质量大于6.4E10 \Msun），平均每Gyr每个星系的合并率为0.054，而对于质量较低的星系，合并率仅为0.018 / Gyr。对于大质量星系样本，质量比分布与R_merg^-1.2成正比，因此高质量合并在总合并增长率中占主导地位。预测的速率随着红移的增加而迅速增加，并且与观测估计相当吻合。相当一部分星系在模拟过程中没有经历任何解析的合并，即使对于高质量样本，也只有50%的星系经历了大于1：4的合并，因为z=1。典型的星系因此有相当平静的合并历史。我们分配的膨胀盘比模拟星系的假设合并以上的质量比阈值R_主要转换成球状体恒星盘。当R_major为1：4时，我们得到了与观测到的早型分数对星系质量的依赖关系相当好的匹配。然而，预测的真正以膨胀为主的系统（f_bulge> 0.8）的比例很小，产生大量的膨胀为主的星系可能需要一种机制，在后期关闭气体吸积和/或额外的过程（除了主要的合并）来产生膨胀。
2005-09-15 astro-ph
Supermassive black hole mergers and cosmological structure formation
大质量黑洞（MBH）的质量在10^3-10^8兆太阳能之间，它与一个类似质量的伴星黑洞合并，预计是LISA探测的频率范围内最强大的引力辐射源。MBH二进制文件可以通过LISA检测到z~5-15。MBH并合产生的引力波可以作为研究MBH布居早期演化的有力工具，并可能在MBH与宿主的联合演化中发挥作用。我审查的MBH和宇宙结构，MBH种子形成前银河系结构的共同进化的方案。然后，这些黑洞按照宿主的合并层次结构，以层次结构的方式演化。气体的吸积，由类星体活动追踪，在确定定义黑洞的两个参数，质量和自旋中起着基本的作用。引力波与电磁波段的观测一起，可以帮助限制MBH质量和自旋的演化。
2006-09-27 astro-ph
Radio relics in a cosmological cluster merger simulation
出于发现一些无线电遗迹，我们调查的化石射电等离子体的命运星系团合并使用宇宙学光滑粒子流体动力学模拟。射电遗迹是延伸的、陡谱的射电源，似乎与宿主星系无关。一个提议的方案是，这些遗迹的形成是通过压缩化石无线电等离子体在集群之间的合并。等离子体随后的压缩可以导致同步加速器光度的大幅增加，这似乎是一个无线电遗迹。我们的模拟表明，遗迹最有可能被发现在集群的外围，在传出的合并冲击波的位置。遗迹在星系团的中心预计是非常罕见的，那里的相对论性电子的寿命很短，冲击波比星系团较冷的外围区域更弱。这些预测很快就可以用即将到来的低频射电望远镜进行测试。
2003-02-10 astro-ph
On the Detectability of Gamma Rays from Clusters of Galaxies: Mergers versus Secondary Infall
星系团中的粒子加速预计将发生在合并和吸积冲击。电子成分可以被激发到几个TeV的能量，并在宇宙微波背景中向上散射一小部分光子，直到伽马射线能量。我们在这里解决的问题，无论是在合并事件或在吸积的物质到集群势阱中产生的伽马辐射的可探测性。这些预测是专门针对GLAST和AGILE的情况，预计将检测到几十个星团，以及切伦科夫望远镜，然而，前景似乎并不乐观。
2003-06-18 astro-ph
Prompt Mergers of Neutron Stars with Black Holes
中子星与黑洞的合并被认为是短伽马射线暴的候选者。人们还研究了它们作为地面探测器可观测到的引力波源的潜力。为了这些目的，重要的是要知道在什么情况下这种合并会留下一个吸积盘或导致一个稳定的质量转移时期。我们表明，与最近的数值模拟相一致，预计中子星和黑洞之间的合并将是迅速的，没有吸积盘，没有稳定的质量转移，如果黑洞的质量大于中子星，并缓慢旋转。原因是，对于可比的质量，引力辐射的角动量损失会在最内层的稳定圆形轨道之外启动一个切入轨道，导致直接合并而不是延长的质量转移。即使当黑洞旋转迅速，精确地相对于轨道，我们表明，这是可能的，在目前的理解，没有吸积盘将在任何情况下形成，但解决这个问题将需要完全广义相对论数值模拟没有近似。
2005-05-05 astro-ph
Formation Rates of Black Hole Accretion Disk Gamma-Ray Bursts
虽然已经提出了许多关于伽玛暴的模型，但目前支持的模型都是基于恒星质量黑洞的形成和/或快速吸积。我们提出了人口合成计算这些模型使用Monte Carlo方法，其中许多不确定的参数，这样的计算是不同的。我们估计了每类模型的事件率以及在形成和突发产生之间具有显著延迟的那些模型的传播距离，即，双中子星（DNS）合并和黑洞-中子星（BH/NS）合并。为了合理地假设人口合成中的许多不确定性，我们计算了宇宙中每天的事件率：i）合并中子星：~100/天; ii）中子星黑洞合并：~450/天; iii）中微子：~ 10，000/天; iv）氦星黑洞合并：~1000/天; v）白矮星黑洞合并：~20/天。然而，这些数字的不确定性范围非常大，通常为两到三个数量级。这些速率还必须乘以任何相关的波束因子和采样分数（如果没有观察到整个通用模型集）。根据宿主星系的质量，一半的DNS和BH/NS合并将发生在距离星系中心60 kpc（对于银河系质量）到5 Mpc（对于质量可以忽略的星系）的范围内。由于延迟时间的存在，中子星和黑洞的合并将发生在红移0.5到0.8倍的其他类别的模型。信息仍然缺乏关于主机的短硬爆，但我们认为，它们是由于DNS和BH/NS合并，因此最终将被确定为位于星系外，并在一个更近的平均距离比长的复杂的爆发（我们归因于双星）。
1999-04-09 astro-ph
How particle collisions increase the rate of accretion from the cosmological background onto primordial black holes in braneworld cosmology
结果表明，与普遍的看法相反，粒子碰撞大大增加吸积率从宇宙学背景到5D原始黑洞形成的高能阶段的兰德尔Sundrum II型braneworld的情况。吸积率的增加导致更严格的限制初始原生黑洞质量分数所施加的临界密度极限和测量的高能量扩散光子背景和反质子过剩。
2005-12-06 astro-ph
Bulge Building with Mergers and Winds
重力成簇和耗散气体过程都参与了球隆的形成。在这里，我们提出了一个简单的经验模型，通过可见的伴星系的引力吸积组装的隆起材料。假设合并导致恒星暴，我们表明，由此产生的风可以足够强大，他们自我调节吸积。一个准平衡吸积过程自然会导致膨胀密度和尺寸之间的柯门迪关系。风是否足够强和足够长的时间来创造准平衡，必须用观测来检验。为了说明模型，我们用它来预测代表性的参数依赖的恒星形成的历史。我们发现，膨胀建设活动的峰值附近的红移2，尾巴都较高和较低的红移。
1999-03-24 astro-ph
