The formation of massive black holes through collision runaway in dense young star clusters
一个明亮的X射线源与距离星暴星系M82中心约200 pc的年轻恒星团（MGG-11）有关。X射线源的性质最好用一个质量至少为350 Msun的黑洞来解释，它介于恒星质量和超大质量黑洞之间。附近的一个质量稍大的星团（MGG-9）没有显示出这样一个中等质量黑洞的证据，这就提出了一个问题，即星团的什么物理特征可以解释这种差异。在这里，我们报告的演化和集群内的恒星的运动的数值模拟，其中恒星被允许相互合并。我们发现，对于MGG-11，动力学摩擦导致大质量恒星迅速下沉到星团中心，参与失控碰撞，从而产生一颗800- 3000 Msun的恒星，最终坍缩成中等质量的黑洞。在星系团MGG-9中没有发生这样的失控，因为更大的星系团半径导致质量分离时间尺度比MGG-11长五倍。
2004-02-26 astro-ph
Bulge/Disk Segregation in the Universe
本文综述了宇宙中球盘分离的观测结果，重点讨论了在星系团中观测到的分离是局部的还是全局的，以及在大尺度上是否存在球盘分离。在星系团的核心中，高密度的富膨胀星系可以用几个流行的物理过程来解释：1）偏置的早期椭圆形形成，2）由于潮汐破坏了为盘提供燃料的气体库，盘的形成失败，3）星系际气体对盘中气体的冲压压力剥离，（4）旋涡星系合并为椭圆星系（这是本文的重点）。概述了一个全球设想方案，其中包括每一个进程。
1993-10-28 astro-ph
Runaway collisions in young star clusters. II. Numerical results
我们提出了一个新的研究碰撞失控的情况下，形成一个中等质量的黑洞（IMBH，MBH > 100 Msun）在一个年轻的，紧凑的星团的中心。第一个阶段是通过质量分离和重力热坍缩形成一个非常致密的大质量恒星（Mstar =~ 30-120 Msun）的中央核心。先前的工作建立了在大质量恒星演化出主序（MS）之前发生这种情况的条件。在这篇论文和一篇配套论文中，我们通过实施恒星之间的直接碰撞来研究下一阶段。使用Monte Carlo恒星动力学代码，我们遵循的核心崩溃和随后的碰撞阶段在100多个模型不同的集群质量，大小和初始浓度。碰撞被视为理想的“粘球”合并或使用来自三维流体力学计算的现实处方。在所有的情况下，核心坍缩发生在小于大质量恒星的MS寿命（~ 300万年），我们获得了一个非常大的恒星（VMS，Mstar =~ 400-4000 Msun）通过合并失控序列的增长。碰撞造成的质量损失，即使速度弥散高达σ 1D ~ 1000 km/s，也不能阻止失控。导致失控的星系团参数空间区域比以前的工作预测的更广，因为在sigma 1D> 300 km/s的星系团中，碰撞加速（在极端情况下，驱动）核心坍缩。虽然VMS在表现出失控的模型中迅速增长到> 1000 Msun，但我们无法准确预测其最终质量。这是因为逃逸过程的终止最终必须由恒星动力学、流体动力学和VMS的恒星演化之间复杂的相互作用决定。[删节]
2006-01-16 astro-ph
Missing Link Found? --- The ``runaway'' path to supermassive black holes
对星系核周围恒星运动学、气体动力学和脉泽的观测已经确定，许多星系都有质量在$10^6 \sim 10^9$ M $_{\odot}$范围内的中心超大质量黑洞（SMBH）。然而，这些SMBH是如何形成的还不清楚。造成这种情况的一个原因是缺乏对中等质量黑洞（IMBHs）的观测，而IMBHs可以弥合恒星质量黑洞和SMBHs之间的差距。最近，这个缺失的环节（即，在ASCA和钱德拉天文台对星暴星系M82 \citep{MT99, PG99, MT01, Ka01}中心区域的观测中发现了一个IMBH。SUBARU的后续观测显示，这个IMBH显然与一个年轻的致密星团相吻合。基于这些发现，我们提出了一种新的SMBH形成情景。在这种情况下，IMBH首先在年轻的致密星团中通过大质量恒星的失控合并形成。当这些IMBH形成时，主星团通过动力学摩擦向星系核下沉，蒸发后将它们的IMBH沉积在星系中心附近。IMBH然后形成双星，并最终通过引力辐射合并，形成SMBH。
2001-06-14 astro-ph
Stellar Collisions and Black Hole Formation in Dense Star Clusters
年轻致密星团中的恒星之间的近距离相遇和物理碰撞可能会通过失控的合并形成超大质量的恒星和黑洞。我们严格审查这个过程中的一些细节，使用N体模拟和简单的分析估计的集群参数，它预计会发生的限制。对于小的星团，逃逸的质量实际上受到系统中大质量恒星总数的限制。对于足够密集的较大星团，逃逸质量取决于仍在主序星上的恒星能够质量分离到星团核心的比例。结果是在通常引用的中等质量黑洞的范围内，例如最近在银河系中心报道的。
2004-12-24 astro-ph
Tidal Capture of Stars by Intermediate-Mass Black Holes
最近的X射线观测和理论模型使得一些超亮X射线源（ULX）由中等质量黑洞（IMBH）提供动力变得合理。N体模拟也表明，在密集星团中恒星的失控合并是形成IMBH的一种方式。在本文中，我们进行了N-体模拟的年轻集团，如M82的MGG-11，其中IMBH形成通过失控合并。我们考虑到恒星的潮汐加热的影响，IMBH研究恒星的潮汐捕获和中断IMBH。我们的研究结果表明，IMBHs有很高的机会捕获恒星通过潮汐加热在几个核心的弛豫时间，我们发现，1/3的所有运行包含一个ULX的年龄范围内的MGG-11，一个结果一致的事实，即一个ULX被发现在这个星系。我们的研究结果加强了一些ULX由中等质量黑洞提供动力的情况。
2005-11-27 astro-ph
Formation of Massive Black Holes in Dense Star Clusters. I. Mass Segregation and Core Collapse
我们用蒙特卡罗模拟研究了年轻致密星团的早期动力学演化，其中恒星数最多为N~10^7。大质量主序星的快速质量分离和斯皮策不稳定性的发展可以驱动这些系统在初始半质量弛豫时间的一小部分内发生核心坍缩。如果核心坍缩时间小于大质量恒星的寿命，坍缩核心中的所有恒星可能会经历失控的碰撞过程，导致形成大质量黑洞。在这里，我们详细研究了这一过程的第一步，直到发生核心崩溃。我们已经进行了大约100个模拟集群与各种各样的初始条件，系统地改变集群密度分布，恒星IMF，和恒星的数量。我们还考虑了初始质量分离和恒星演化质量损失的影响。我们的研究结果表明，对于具有中等初始中心浓度和任何实际IMF的团簇，核心坍塌时间与初始半质量弛豫时间的比值通常为~0.1，与以前通过直接N体模拟发现的小得多的系统的值一致。具有更高中心浓度的模型，或具有初始质量分离（来自恒星形成）的模型具有更短的核心坍缩时间。值得注意的是，我们发现，对于所有现实的初始条件，坍缩核心的质量总是接近于星系团总质量的~10^-3，这与在各种环境中观测到的中心黑洞质量与星系团总质量之间的相关性非常相似。我们讨论了我们的结果的影响，形成中等质量的黑洞在球状星团和超级星团，超明亮的X射线源，种子黑洞在原星系核。
2004-03-25 astro-ph
Black Holes in Massive Star Clusters
年轻致密星系团中恒星之间的近距离相遇和物理碰撞可以为恒星演化带来新的通道，并可能通过失控合并形成超大质量恒星和黑洞。我们提出了这个过程中的一些细节，使用N体模拟和简单的分析估计的结果，把它预期发生的集群参数的限制。对于小的星团，逃逸的质量实际上受到系统中大质量恒星总数的限制。对于较大的星团，逃逸质量取决于仍在主序星上的恒星能够质量分离到星团核心的比例。在典型的情况下，结果在通常引用的中等质量黑洞的范围内。因此，这一机制可能对致密星系团核心中大质量黑洞和黑洞双星的形成具有重要意义。
2004-11-06 astro-ph
Dynamical masses, time-scales, and evolution of star clusters
本文讨论了（i）确定银河系和河外星团质量的动力学方法，（ii）星团演化的动力学过程及其时标，包括蒸发、质量分离、核心坍缩、潮汐冲击、动力学摩擦和合并。这些过程导致了球状星团系统形成后的显著演化。
2000-07-18 astro-ph
Suppressed radio emission in supercluster galaxies: enhanced ram pressure in merging clusters?
本文分析了包含Shapley超星系团（SSC）的本征宇宙600 ° ~ 2区域中环境对星系1.4GHz连续射电辐射的影响。FLASH和6dFGS红移巡天中的Galerkin与NVSS射电源交叉识别，选择在体积和光度双重完整的子样本中。环境影响的研究通过一个平滑的密度场（归一化与随机目录具有相同的调查边缘和红移选择功能）和最近的集群（R/r200，其中r200是维里半径，其关系的孔径速度色散量化）的距离。在10 Mpc的Abell 3558星系团复合体中，位于SSC核心的高射电响度（R_K=L_radio/L_K）星系所占的比例是其他星系的一半。在SSC-CR中，R_K与大尺度环境的密度反相关，并与R/r200相关：SSC-CR中的中央最亮星系团（BCGs）的射电响度比其他地方的BCGs小10倍，SSC-CR中的射电响度被抑制的迹象也存在于BCGs之外，至少达到0.3 r200。在SSC-CR内部，这种相关性几乎与L_K与R/r200（K光度分离）的紧密相关性一样强。在SSC-CR BCGs中射电响度的抑制可以归因于星团-星团合并，它破坏了冷核，从而破坏了对活动星系核中心的气体供应。我们分析表明，SSC-CR集群内的非BCG星系的低射电响度不能解释直接的主要星系合并或快速的星系飞越碰撞，但通过增强冲压压力时，这些星系穿过2个合并的集群之间的冲击波阵面，后来受到更强的风从第二个集群的气…
2009-06-29 astro-ph
A2163: Merger events in the hottest Abell galaxy cluster I. Dynamical analysis from optical data
我们提出了一个详细的光学分析的星系团A2163的基础上，新的广角成像和中高分辨率（R~2000）光谱。虽然X射线观测显示，合并过程存在于这个集群中，合并的情况是复杂的，没有明确的定义。我们进行了补充的光学分析，旨在了解系统的动力学，增加合并的情况下的约束条件，并测试其对星系的属性的影响。我们提供了512个新天体的光谱目录，其中361个星系被确定为星系团成员。我们得出了平均红移和速度色散的估计：z= 0.2005 +/- 0.0003和1434 +/- 60 km/s，并进行了详细的动力学分析前所未有的精度。我们发现了多个合并事件的证据：i）星系密度分布中的强子集群，显示出一个主要的中心分量A2163-A，一个北向分量A2163-B，在光学和X射线中都可见，以及光学检测到的其他子结构，ii）A2163-A密度分布中的双峰性，气体和星系之间以及不同光度的星系之间的强分离，iii）沿特定轴向的低密度结构：主要是EW方向和NS方向，嵌入主要子结构，iv）速度分布的双峰性和沿集群的NE/SW轴的速度梯度（~1250 km/s）。A2163的质量非常大，Mvir = 3.8 +/- 0.4 10**15 Msol/h70。我们的分析支持这样一种情况，即A2163-A最近（t ~ 0.5 Gyr）沿NE/SW（或E-W）轴合并，A2163-B与主复合体相连，可能落在A2163-A上。（节略）
2007-12-17 astro-ph
Stellar Collisions in Young Clusters: Formation of (Very) Massive Stars?
在年轻的星团中，密度可以足够高，速度色散可以足够低，恒星碰撞和合并的概率很大。这被认为是建立恒星质量函数的高质量部分的一种可能方式，也是通过碰撞逃逸形成一颗或两颗超大质量恒星（M > 150 Msun）的一种机制。我很快回顾了恒星碰撞的标准理论，涵盖了致密星团的恒星动力学和恒星之间相遇的流体动力学。碰撞发生在一个显着的速率的条件是比较好理解的理想化的球形星团模型没有初始质量分离，没有气体和主序星（MS）组成。在这种简化的情况下，2体松弛驱动核心崩溃通过质量分离和碰撞相englomerate，如果核心崩溃的时间是短于MS寿命的最大质量的恒星最初存在。这一阶段的结果仍然非常不确定。一个更现实的情况是，一个星团仍然包含大量的星际气体，恒星正在从中吸积。随着恒星质量的增加，星团的中心区域会收缩。这种很少探索的机制可能会导致非常高的恒星密度，但很可能，除了非常丰富的系统，在碰撞开始之前，收缩被少数物体相互作用停止。一个完整的图片，结合这两种情况，将需要解决许多不确定性，包括集群子结构的作用，星际气体的动力学效应，非MS恒星和合并恒星的结构和演化。
2008-03-12 astro-ph
Is Galactic Star Formation Activity Increased During Cluster Mergers?
研究了团内介质压力对合并星系团中盘星系的影响。当两个星系团碰撞时，星系上的冲压压力迅速增加。这将导致星系的星际介质（ISM）剥离和恒星形成率（SFR）降低。另一方面，由ISM的压缩引起的SFR的增加不太显著。因此，星系团合并并不触发，但削弱了星系的恒星形成活动。在碰撞星系团的中心区域，应该存在高速的蓝色星系，尽管大多数星系变成了红色。随着蓝星系在星团中所占比例的减少，星暴后星系所占比例增加。合并后，星系团中的许多星系重新开始恒星形成活动，蓝星系和红星系的分离变得突出。
1999-04-28 astro-ph
A stochastic Monte Carlo approach to model real star cluster evolution, III. Direct integrations of three- and four-body interactions
球对称等质量星团包含大量的原始双星研究使用混合方法，包括气体动力学模型的单星和Monte Carlo处理松弛的双星和设置密切的共振和飞行的单星与双星和双星与对方（三体和四体遭遇）。与我们以前的工作不同的是，每次遭遇都使用高度精确的直接少体积分器进行积分，该积分器使用正则化变量。从而可以研究双星轨道参数的系统演化（偏心率，半长轴）和微分和总截面的硬化，溶解或合并的双星（最小距离）从数万个散射事件的采样，因为它们发生在真正的集群演化，包括质量分离的双星，重力热塌缩和再膨胀，二元燃烧阶段和最终的重力热振荡。我们第一次能够给出近距离三体和四体碰撞中双星偏心率变化的经验截面。研究发现，三体和四体碰撞中有很大一部分会导致并合。以前斯皮策和高获得的截面强遭遇可以重现，而弱遭遇的非标准过程，如形成层次三元组发生。
2003-01-31 astro-ph
The Cluster-Merger Shock in 1E 0657-56
合并中的星系团1 E 0657-56，被称为“子弹星系团”，是已知最热的星系团之一。X射线发射等离子体表现出弓形激波般的温度和密度跳跃。这种等离子体与由引力透镜确定的质量分布峰值的分离被解释为无碰撞暗物质的直接证据。然而，如果从激波跳跃条件推断出的高激波速度等于合并CDM晕的相对速度，那么这种合并被预测为LCDM宇宙中如此罕见的事件，以至于观察它可能与LCDM模型相冲突。我们研究了这个问题，使用高分辨率，2D模拟气体动力学在集群碰撞分析集群的相对运动，弓形激波，和接触不连续性，并将这些与X射线数据的子弹集群。我们发现，流体冲击的速度不需要等于CDM组件的相对速度。模拟结果表明，CDM晕的相对速度比激波的相对速度低16%。虽然这一结论对碰撞星团的初始质量和气体密度分布的细节很敏感，但推断出的晕相对速度的降低将显著增加在LCDM宇宙中发现1 E 0657-56的可能性。（会议记录基于2007年Bash研讨会的海报）
2008-03-12 astro-ph
Evolution of Collisionally Merged Massive Stars
我们研究了可能在致密星团中形成的质量约为100 MSun的碰撞并合星的演化。我们假设，大质量恒星与几十Msun碰撞后，通常约100万年的集群的形成，并进行了流体动力学模拟的几个碰撞事件。我们的模拟结果表明，碰撞后，合并星的包层扩大，半径大于热平衡态，并且由于祖星的恒星演化，合并星内部富含He.我们还发现，如果合并星的质量比远离1，合并产物的内部是不混合的，元素丰度是不均匀的。然后我们用一维恒星演化程序跟踪了这些碰撞产物的演化。在开尔文-亥姆霍兹（热调整）时间尺度（~1000-10000年）的初始收缩后，合并恒星的演化跟踪具有相应质量和丰度的单一均匀恒星的演化，而初始收缩阶段显示出依赖于合并恒星质量比的变化。我们推断，一旦失控碰撞已经设置，随后的碰撞合并的恒星发生之前，恒星风的质量损失变得显着。因此，恒星的质量损失并不会抑制质量约为1000 Msun的大质量恒星的形成。
2007-06-14 astro-ph
Stellar Processes Near the Massive Black Hole in the Galactic Center
一个巨大的黑洞存在于大多数，也许是所有星系的中心。位于我们银河系中心的黑洞是一个独一无二的实验室，可以用来详细研究大质量黑洞与其生长的恒星系统之间的联系和相互作用;研究极端密度、速度和潮汐场对恒星的影响;利用恒星探测中心暗物质，并探测弱场和强场极限下的后牛顿引力。最近的结果，开放的问题和未来的前景进行审查，在更广泛的背景下的理论框架和物理过程，它们的基础。内容包括：[1]导言（1.1）天体物理学背景（1.2）科学问题（1.3）范围和与相关专题的联系[2]银河系中心的恒星（2.1）中央100秒差距（2.2）中央秒差距[3]极端密度下的恒星动力学（3.1）物理过程和尺度（3.2）银河系中心的恒星尖点（3.3）大规模隔离（3.4）恒星碰撞[4]用恒星动力学探测暗物质（4.1）称量并精确定位暗物质（4.2）对非BH暗物质替代物的限制（4.3）MBH二进制性的限制（4.4）高速逃逸星[5]探测MBH附近的后牛顿引力（5.1）相对论轨道效应（5.2）引力透镜[6]强恒星-MBH相互作用（6.1）潮汐干扰（6.2）与MBH的耗散相互作用[7]年轻恒星之谜（7.1）在MBH附近形成或导入恒星的困难（7.2）建议的解决方案（7.3）用恒星风为MBH提供能量[8]展望（8.1）进展报告（8.2）未来方向
2005-08-03 astro-ph
The ecology of star clusters and intermediate mass black holes in the Galactic bulge
我们模拟银河系内部100 pc区域，研究星团和中等质量黑洞的形成和演化。在这项研究中，我们进行了广泛的直接N体模拟的星团居住在凸起，和内部的百分之几秒差距的超大质量黑洞在银河系中心。在我们的N体模拟中，通过（半）解析解考虑了星团在球核潮汐场中的动力学摩擦。的N体计算是用来校准的（半）解析模型的形成和演变的隆起。我们发现，大约10%的星系团出生在银河系中心100 pc的核心崩溃过程中，他们的向内迁移和形成中间质量黑洞（IMBHs）通过失控的恒星合并。在星团溶解后，这些IMBH继续向内漂移，携带着一些最大的恒星。我们预测，该区域内约10秒差距的SMBH的人口约50IMBHs的一些1000 Msun。其中几个预计仍然伴随着星团中一些最大质量的恒星。我们还发现，在几个毫秒差距的SMBH有一个稳定的人口的几个IMBH。这一人口推动了IMBH和SMBH之间的合并率，大约每1000万年一个，足以积累SMBH的大部分质量。整个宇宙中IMBH和SMBH的合并都可以被LISA检测到，大约每周两次。
2005-12-05 astro-ph
Dynamics of compact objects clusters: A post-Newtonian study
由于质量分离，一些星系的中心可能存在致密的天体团。它们达到的高密度和速度值得更好地理解。双星的形成及其随后的引力辐射合并对这类星系团的演化具有重要意义。我们解决这样一个系统在相对论制度的演变。在高速下反复发生的合并产生了一个质量比平均质量大得多的物体。为此目的，我们修改了直接{ \sc Nbody 6}++代码，以包括后牛顿效应的两体碰撞期间的力。我们调整了运动方程，首次包括近星点移动和引力波发射造成的能量损失的影响，从而研究了辐射双星的最终衰变和合并。所采用的方法使我们能够在这里给出一个准确的后牛顿描述的形成一个失控的紧凑的对象连续合并与周围的粒子，以及分布的特征偏心率的事件。这项研究应被设想为第一步的详细，准确的研究可能的引力波相结合的直接{ \sc Nbody}的数值工具与后牛顿条款的实施。
2006-06-15 astro-ph gr-qc
