Orbital Dynamics of Triaxial Black-Hole Nuclei
研究了中心点质量三轴核（代表超大质量黑洞）的轨道运动。假设恒星的密度遵循幂律rho ~ 1/r^gamma，其中gamma=1或gamma=2。在低能量下，运动基本上是规则的;主要的轨道族是管和金字塔。金字塔轨道类似于盒子轨道，但它们的主伸长平行于图的短轴。一些与共振相关的规则轨道族也存在，最突出的是香蕉轨道，它也是随着短轴拉长的。在半径为黑洞质量几倍的地方，金字塔轨道变得随机。过渡到这个“混沌区”的能量是作为伽马和恒星形状的函数计算的;它发生在更长的势能中的较低能量处。我们的研究结果表明，超大质量黑洞可能会严格限制偏离星系核的三轴性，通过限制规则轨道的形状和诱导混沌。
2001-03-03 astro-ph
Evolution of galaxies in triaxial halos with figure rotation
首先，我们证明了在NGC 2915中观察到的异常大的外HI旋臂可以形成于嵌入在具有缓慢图形旋转的大质量三轴暗物质晕中的扩展气体盘中，通过旋转晕的强引力扭矩。其次，我们通过完全自洽的数值模拟证明了三轴暗物质晕的形状旋转可以影响盘星系的动力学演化。我们特别描述了由具有图形旋转的暗物质晕主导的薄星系盘中“晕触发”棒的形成过程，并讨论了低光度、低表面亮度（LSB）盘星系中恒星棒的起源。第三，我们提供了一些目前的数值结果在触发机制的恒星爆发在星系和恒星棒的形成高红移方面的影响。
2003-10-14 astro-ph
The Milky Way's stellar halo - lumpy or triaxial?
我们提出了最小卡方拟合的幂律和赫恩奎斯特密度分布的F-关断星在8个2.5度宽的条纹SDSS数据：5个在北银河帽和3个在南银河帽。在已知的恒星星系晕中，有大量的潮汐碎片流或其他明亮的结构，或者可能包含来自厚盘的大量污染物的部分，都被避免了。这些数据强烈支持一个关于银河系旋转轴不对称的模型。如果作为一个自由参数，最适合的椭球体的中心是令人惊讶的约3 kpc从银河系中心的方向上的太阳的运动。该模型适合有利于在太阳位置的晕星的密度值较低。一个非轴对称的恒星分布的替代方案是，我们的拟合被以前未识别的luorescent子结构所污染。
2005-07-28 astro-ph
Building Galactic Disks in Triaxial Dark Matter Halos
本文通过数值模拟的方法回顾了近年来我们在三轴暗物质晕盘形成和演化方面的工作，包括恒星形成和恒星演化的反馈。生长盘强烈地受DM晕形状的影响，并反过来修改它们。盘的参数与局域宇宙中的参数大体一致。富含气体的恒星棒与盘一起生长，促进了系统中的角动量重新分配和径向气体流入。嵌套的条形图似乎是作为副产品形成的。各种非轴对称的组件-酒吧，磁盘和晕之间的相互作用，导致酒吧的衰减或冲洗出内晕的椭圆率。
2006-10-24 astro-ph
Jeans solutions for triaxial galaxies
金斯方程将二阶速度矩与恒星系统的密度和势能联系起来。对于一般的三维恒星系统，有三个方程，但它们不是很有用，因为它们包含六个独立的矩。通过假定势为三轴势和可分离的Staeckel形式，混合矩在共焦椭球坐标中消失。三个Jeans方程和三个剩余的非零矩形成三个高度对称耦合的一阶三变量偏微分方程的封闭系统。它们最早是由林登-贝尔在1960年推导出来的，但一直无法用标准方法求解。这里我们通过奇异解的叠加给出通解。
2003-01-06 astro-ph
Twisting of X-ray isophotes in triaxial galaxies
本文研究了椭圆星系中亮星分布和暗晕之间的三轴度差异所产生的X射线等照度线扭曲。对于一个典型的扁球形发光星系，它嵌入一个由无耗散坍缩形成的更长的晕中，三轴度差ΔT = ~0.7导致典型的等照度线扭曲<Δ λ_X> = ~16 deg +/- 19 deg，在3个恒星有效半径处。在一个包含重子耗散的模型中，影响较小，ΔT = ~0.3，<Δ τ_X> = ~5 deg +/- 8 deg。因此，精确测量X射线等照度线扭曲可能能够在星系形成期间对重子和无耗散暗物质之间的相互作用设置约束。E4星系NGC 720中的30度X射线等照度线扭曲不能用我们的模型再现，这表明晕和恒星之间存在固有的错位，而不是投影效应。
1997-08-22 astro-ph
Chaos and Mixing in Triaxial Stellar Systems
我们调查的随机性和混沌混合在一个家庭的三轴潜力，模仿椭圆星系中的光分布的时间尺度。一些模型包括中心点质量，旨在代表核黑洞。大多数的盒状轨道被发现是随机的，平均李雅普诺夫时间是3-6倍的长轴轨道的周期。在具有大核或小黑洞的模型中，随机轨道至少在数百次振荡中模仿规则的盒子轨道。然而，一个小的核心半径或显着的黑洞质量导致大多数的随机轨道扩散通过相空间在相同的时间尺度上，访问下的等势面的体积的显着分数。我们通过演化10^4个点的系综直到它们的分布达到接近稳定的状态来估计更强随机模型中混沌混合的时间尺度。混合最初发生迅速，与10-30动力学时间的特征时间，作为相点填充一个区域的形状类似的一个盒子轨道。随后的混合较慢，特征时间为数百个轨道时间。混合速率被发现是通过增加适度的力扰动增强。椭圆星系的结构和演化的后果进行了讨论。
1996-06-04 astro-ph
Realistic triaxial density--potential--force profiles for stellar systems and dark matter halos
描述动态热恒星系统的光度-密度分布的流行模型（例如，Jaffe，Hernquist，Dehnen），以匹配de Vaucouleurs的$R^{1/4}$光剖面的去投影形式。然而，我们现在知道，椭圆星系和星系球显示了一个依赖于质量的结构轮廓范围。为了弥补这一点，Terzic和Graham的模型被设计成与Sersic $R^{1/n}$光剖面的去投影形式紧密匹配，包括去投影指数光剖面和具有部分耗尽核心的星系。因此，它适用于描述旋涡星系、矮椭圆星系、"幂律"椭圆星系和"核"椭圆星系中的核球，以及由$Λ$ CDM宇宙学模拟形成的暗物质晕。在本文中，我们提出了一个新的家庭的三轴密度势力三元组，它推广了Terzic和Graham的球形模型，以三维。如果存在（可选）幂律核心，则它是5个参数的族，而在没有核心的情况下，它减少到3个参数。在新的家庭的等密度线分层共焦椭球和潜力和部队表示的积分，这是很容易数值计算。我们为社区提供了一套用于轨道积分的数值例程，其功能：优化了该系列的势和力的计算;能够在并行平台上运行模拟;以及模块化和易于编辑的设计。
2007-02-22 astro-ph
A Full Loss Cone For Triaxial Galaxies
冲向黑洞的恒星和致密天体要么1）被捕获，随着轨道衰减而发射引力波，要么2）被潮汐破坏，留下一个重子物质盘，3）分散到一个大的半径，在那里它们可以避免与黑洞相遇，要么4）被整个吞下，促进黑洞的生长。这些过程发生在一个动态的时间，这意味着一个静态的球对称恒星系统，损失锥很快被清空。然而，大多数椭圆星系和螺旋星系被认为是三轴的形状。由三轴星系的主干组成的向心轨道被认为是保持充满恒星、恒星残骸和中等质量黑洞的超大质量黑洞周围的损失锥的一种方法。本文利用高分辨率N体模拟研究了三轴星系模型中损失锥粒子数的演化。我们发现，足够的规则轨道流通过角动量空间，以维持一个完整的哈勃时间的损失锥。这使天体物理的捕获率提高了几个数量级。例如，在银河系中，我们发现白矮星的捕获率可以高达每年$10^{-5}$，比以前基于球形模型对凸起的估计大100倍。
2006-01-23 astro-ph
Streamlines of the Mean Stellar Motions in Elliptical Galaxies
椭圆星系的恒星速度场提供了它们的动力学结构和起源的线索。通过假定恒星平均运动流线的近似几何形式，大大简化了速度场模型的构造。我们测试的猜想，共焦流线是一个有效的近似现实三轴系统。我们数值积分的史瓦西的对数势轨道，并适合共焦流线，其平均速度字段之间的速度矢量和流线的叉积的RMS幅度最小化。我们发现，大多数轨道在一个给定的能量可以拟合几乎相同的共焦系统。不同轨道族的流线参数之间存在统计学显著差异，但差异较小。拟合的参数再现，以高精度，短轴和外部长轴管之间的边界，这是一个直接测量的三轴性的潜力。这些结果有力地支持了从运动学观测和合理简单的速度场模型中获得精确的三轴度统计测量的努力。
1997-10-31 astro-ph
Black Holes and Galaxy Dynamics
综述了核黑洞对恒星球状体结构和动力学的影响。黑洞在一个预先存在的核心中缓慢生长，产生一个陡峭的幂律密度轮廓，类似于在暗淡的椭圆星系中看到的尖点。在明亮的椭圆星系中，较弱的尖点可能是由合并的黑洞双星的恒星抛射造成的;有边缘的运动学证据表明这样的过程发生在M87中。三轴核中的恒星轨道在引力由黑洞主导的半径处大多是规则的;然而轨道形状不利于加强三轴图形，因此核可能是近似轴对称的。在三轴势中，一个“混沌区”向外延伸到一个半径，在这个半径处，封闭的恒星质量大约是黑洞质量的100倍;在这个混沌区中，不存在规则的盒状轨道。在较大的半径，在三轴势的相空间是复杂的，包括随机轨道以及与稳定的共振相关联的规则轨道。图形旋转倾向于增加随机性的程度。测试粒子积分和N体模拟都表明，一个三轴星系通过向更轴对称的形状演化来响应中心质量集中的存在;当中心物体的质量超过恒星质量的约2%时，演化会迅速发生。在大多数早期类型的星系中缺乏显著的三轴性可能是核黑洞引起的轨道演化的结果。
1999-06-02 astro-ph
A Self-Consistent Study of Triaxial Black-Hole Nuclei
利用轨道叠加方法构造了含有中心黑洞的三轴星系核模型，并通过将模型的N体实现时间向前推进来验证其稳定性.我们假设恒星密度rho ~ 1/r和1/r^2为幂律形式，它们分别近似对应于亮星系和暗星系的核密度分布。等距面是具有固定轴比的椭球。中心的黑洞用牛顿的质点表示。我们考虑三个三轴形状：几乎扁长，几乎扁圆和最大三轴。两种轨道的解决方案，试图为每一个质量模型：第一个只包括规则轨道，第二个包括混沌轨道以及。我们发现，稳定的配置存在于最大三轴和近扁长的情况下，但在近扁长几何的稳态解无法找到。大部分的质量，50%或更多的顺序，可以分配到混沌轨道，而不诱导演化。我们的研究结果表明，三轴性可能持续甚至在中心黑洞的影响范围内，混沌轨道可能构成一个重要的建筑块的星系核。
2002-12-31 astro-ph
Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy
动力学摩擦和潮汐破裂是球状星团系统演化的有效机制，特别是在具有致密核心的非轴对称星系中。基于动力学摩擦和潮汐扰动效应对相关参数的依赖性的知识，我们采用半解析的方法，在一个三轴星系模型中跟踪了球状星团系统的时间演化，并给出了它的可观测性质，与观测数据进行了比较。一个重要的结果是，球状星团系统相对于恒星核球的分布较平坦，正如在许多星系中所观察到的那样，可以用球状星团系统的演化来解释，从相同的密度分布开始。
1997-01-17 astro-ph
Kinematics of hypervelocity stars in the triaxial halo of the Milky Way
银河系中心大质量黑洞喷出的超高速星（HVS）与其他晕星相比具有独特的运动学性质。由于扁平圆盘和三轴暗物质晕产生的银河系势的不对称性，它们的轨道将偏离精确的径向，导致角动量的变化可能比注入时的初始小值大得多。我们研究了HVS的运动学，提出了一种仅由HVS在大银心距（r>~ 50 kpc）下的瞬时位置和速度矢量确定的暗晕三轴度的估计方法。我们证明了，在基本上为三轴的晕的情况下，在束缚轨道上的HVS的偏转角（恒星位置和速度矢量之间的夹角）的分布在10- 180 °范围内是均匀分布的。未来的天体测量和深宽视场巡天应该测量大量HVS的位置和速度，并对银河系暗物质晕的形状提供有用的约束。
2007-05-24 astro-ph
A major star formation region in the receding tip of the stellar Galactic bar. II. Supplementary information and evidence that the bar is not the same structure as the triaxial bulge previouly reported
本文是Garzon等人（1997：ApJ 491，L31）的第二部分，其中我们介绍了在l=27 °，b=0度区在第二部分中，我们将对分析进行更详细的解释，并为60颗恒星中的每一颗恒星提供更完整的光谱信息库，并进一步讨论对银河系结构的影响。这个区域包含了一个突出的过剩的流量分布和恒星计数以前观察到的几个光谱范围内，特别是在TMGS。在很高的置信水平内，超过50%的m_K<5.0等的恒星的光谱对应于光度I类的恒星，其余的大部分是非常晚的巨星，它们也必须迅速演化。我们利用所有可获得的证据证明，我们正在观察银河系横杠较近端的一个区域，盾牌座旋臂在那里断裂，这是横杠存在的有力证据。其他的解释并不能对观测结果给出如此令人满意的解释。杆的一端的空间定位，更不用说杆的两端的空间定位允许我们推断杆的位置角为大约75度。相对于太阳-银河系中心线。这个角度不同于其他作者给出的条形图，我们认为这是因为他们指的是三轴凸起，而不是这里检测到的条形图。
1999-03-17 astro-ph
Chaos and Elliptical Galaxies
本文综述了三轴星系模型中混沌现象的最新研究结果。中心质量集中，就像在早期类型的星系中观察到的那样--无论是恒星尖，还是大质量的黑洞--都使大部分的盒子轨道处于三轴势随机状态。典型的李雅普诺夫时间是3-5个交叉时间，随机轨道的集合在大约长一个数量级的时间尺度上进行混合。用随机轨道取代规则轨道减少了构建自洽平衡的自由度，对于具有足够高的中心质量浓度的星系，可以排除强三轴性。
1995-10-17 astro-ph
The Role of the Radial Orbit Instability in Dark Matter Halo Formation and Structure
十年来，N体模拟揭示了一个几乎普遍的暗物质密度分布，它似乎对宇宙整体密度和基本功率谱的变化具有鲁棒性。尽管其普遍性，这一轮廓的物理起源尚未得到很好的理解。Barnes等人（2005）的半解析模型表明，暗物质晕的密度结构由径向轨道不稳定性（ROI）的开始决定。我们已经测试了这一假设，使用N体模拟塌陷的暗物质晕与各种初始条件。对于动力冷的初始条件，所产生的晕结构是三轴的形状，由于温和的方面的不稳定性。我们研究如何在初始速度分散的变化影响发病的不稳定性，并发现，各向同性的速度分散可以完全抑制ROI，而一个纯粹的径向分散没有。σ ^2/vc^2是不稳定性的一个判据，当σ ^2/vc^2 <~1时，由于感兴趣区或其他扰动，区域会变成三轴的。我们还发现，径向轨道不稳定性设置的尺度长度，在该尺度长度处，速度色散迅速从各向同性变化到径向各向异性。该尺度长度与密度分布改变形状的半径成比例，如半解析模型中的情况;然而，比例系数相差约2.5倍。我们的结论是，径向轨道不稳定性可能是一个关键的物理机制，负责模拟暗物质晕几乎普遍的配置文件。
2008-06-20 astro-ph
New constraints on a triaxial model of the Galaxy
我们确定的N-体模型的参数值的银河系开发的Fux通过比较无偏的，均匀的OH/IR星的样本。通过蒙特卡罗模拟，我们找到了最佳拟合模型的误差，以及它们的误差。最受这些投影数据约束的参数是模型的总质量和中心杆的视角，尽管后者的分布具有多个最大值。最佳模型的视角为44度，半长轴为2.5 kpc，棒质量为1.7E10太阳质量，当地标准静止的切向速度为171 km/s。我们认为，通常从恒星数据中发现的视角（约25度）较低的值出现时，太少的坐标是可用的，当经度范围太窄，或当低纬度被排除在拟合。从恒星视线速度的银河酒吧的视角的新的约束进一步降低酒吧的分布的能力，以占所观察到的微透镜光学深度对巴德的窗口：我们的模型再现只有一半的观测值。随着纬度的增加，三轴度的信号迅速减弱，在大约一个标度高度内衰减。这表明Baade的窗口不是一个非常适合于对Bar属性进行采样的区域。
1999-03-29 astro-ph
Optical Imaging and Spectroscopy of the Edge-On Sbc Galaxy UGC10043: Evidence for a Galactic Wind and a Peculiar Triaxial Bulge
我们提出了新的光学成像和光谱的奇特，边缘上的Sbc星系UGC 10043。B & R成像显示，UGC 10043的内部凸起垂直于主轴伸长。在较大的r，凸起的等照度线扭曲，成为扁圆形和近圆形，这表明凸起是三轴的。基于恒星和电离气体的运动学，没有明确的证据表明，无论是围绕其长轴或短轴的旋转。隆起的西南象限被一条平行于短轴的狭窄尘埃带环绕，可能是内极环的一部分。UGC 10043的星盘具有较低的光学表面亮度，较小的高度，轻微的积分符号翘曲，以及相对于外围盘倾斜的尘埃内部区域。UGC 10043中的HA和[NII]发射线分解为多个速度分量，表明存在流出速度约为104 km/s的大尺度银河风。HA +[NII]成像通过显示双锥形结构中扩展到|z|~3.5kpc的电离气体来重申这一图像。[NII]/HA线强度比随着距离平面的增加而增加，达到高达1.7的值。与大多数具有大规模恒星风的星系不同，UGC 10043的恒星形成率很低（约为1M_sun/yr），这意味着恒星风是由一个相当微弱的中心恒星暴提供动力的。我们讨论的演变方案，可以解释UGC 10043的结构复杂性和大规模的风。[摘要]
2004-03-18 astro-ph
Tracing the long bar with red-clump giants
在过去的十年中，一系列的结果支持了银河系中存在一个长而薄的棒的假设，其半长为4.5kpc，位置角约为45度。这显然是一个非常不同的结构从三轴凸起的银河系。在本文中，我们分析了银河系内部4千秒差距的恒星分布，看看是否有两个三轴或棒状结构的明确证据，或者是否只有一个。通过使用红团人口作为内部星系的结构的示踪剂，我们确定了内部星系的表观形态。来自2 MASS的星计数用于为该分析提供额外支持。我们发现，有两个非常不同的大尺度三轴结构共存于银河系内部：一个长薄的恒星酒吧约束到银河系平面（|b| <2度）的位置角为43.1 +- 1.8度，和一个明显的三轴隆起，延伸到至少|b| <7.5度的位置角为12.6 +- 3.2度。条形源分布的标度高度约为100 pc，而对于凸起，此参数的值要大5倍。
2007-02-05 astro-ph
Regular and Chaotic Dynamics of Triaxial Stellar Systems
我们使用Laskar的频率映射技术来研究具有中心密度尖点和核黑洞的三轴星系的动力学。对于10^4个轨道的集合，我们用数值计算了运动的三个基频，从而绘制出阿诺德网。我们还计算了随机轨道在频率空间中的扩散率。在结构相空间的基本重要性的对象被发现是3维共振环面，即使稳定，这样的环面不一定与周期性轨道的系统中只有两个自由度。箱形轨道一般是随机的，但有些管轨道也是随机的。在给定的能量下，盒状轨道的扩散率谱在至少60年内很好地近似为幂律。具有高中心浓度的模型--陡峭的中心尖点或巨大的黑洞--表现出最大的随机性。质量为星系质量0.3%的黑洞在诱导随机扩散方面与最陡的中心密度尖端一样有效。当中心黑洞的质量超过星系质量的2%时，在盒状相空间中存在向全局随机性的转变。我们预测，在微弱的椭圆星系的动力学演化的平均程度更大，由于其高的中心密度和短的交叉时间。演化时间估计比绝对星等小于-19或-20的星系寿命短，这与在这个光度下观测到的许多椭圆星系性质的变化一致。
1998-06-01 astro-ph chao-dyn nlin.CD
A new criterion for Bar-Forming Instability in Rapidly Rotating Gaseous and Stellar Systems. I. Axisymmetric Form
这篇论文已被arXiv管理员删除，因为它是astro-ph/9411031的错误副本。
2007-10-16 astro-ph
Stellar Variability in the Lower Part of the Instability Strip
讨论了位于经典不稳定带下部的变星的光度特性。一些光变曲线参数的测定和它们与恒星模型的连接的重要性进行了强调，特别强调大振幅Delta Sct（DSCT）星。
1997-07-24 astro-ph
Dark Halo Shapes and the Fate of Stellar Bars
本文利用Liapunov指数研究了具有轻度三轴晕的棒星系轨道的稳定性。该方法非常适合于截面表面和其他简单诊断不适用的时变三维势。我们发现，当晕是集中的，大多数轨迹开始附近的平面包含酒吧变得混乱。此外，许多剩余的规则轨迹的形状与棒密度分布不匹配，太圆。当非旋转非轴对称扰动达到10%时，几乎所有积分轨迹都是混沌的，并且具有大的Liapunov指数。因此，如果密度图的演化与轨道不稳定性的特征时间尺度直接相关，那么棒的溶解将在很少的动力学时间尺度上发生。缓慢旋转的非轴对称贡献的潜力所需的发病广泛的混沌行为是非常小的。因此，由中心集中的轴对称晕和恒星棒组成的系统似乎在结构上是不稳定的，与完美轴对称的微小（1%）偏差应该会导致棒溶解的时间尺度明显小于哈勃时间。由于在大尺度结构的CDM模拟中发现的晕是中心集中的和三轴的，所以嵌入在这样的晕中的恒星棒不太可能形成和存活，除非在重子分量的形成过程中对晕进行修改。
2002-03-21 astro-ph
On the paper by M. Valluri and D. Merritt "Orbital Instability and Relaxation in Stellar Systems"
澄清了有关N体引力系统指数不稳定性的一些误解。指数不稳定性是决定某些类型星系和星团的弛豫、演化、形态等性质的一种现象。
2000-10-10 astro-ph
Effect of angular momentum distribution on gravitational loss-cone instability in stellar clusters around massive BH
研究了大质量黑洞周围球形和薄盘状星团中的小扰动。由于黑洞的存在，具有足够低角动量的恒星通过损失锥逃离系统。我们发现球状星团的稳定性主要取决于恒星的角动量分布是单调的还是非单调的。事实证明，只有非单调分布才是不稳定的。同时，磁盘簇中的不稳定性对于两种类型的分布都是可能的。
2007-12-24 astro-ph
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 astro-ph
Mechanisms of the Vertical Secular Heating of a Stellar Disk
研究了具有指数径向密度分布的恒星盘弯曲不稳定性的非线性增长阶段，发现不稳定模式是全局的（波长大于盘尺度长度），不稳定性饱和水平远高于线性判据下的饱和水平。不稳定饱和时间尺度是十亿年或更长的顺序。由于这个原因，弯曲不稳定性可以在恒星盘的长期加热中发挥重要作用，在$z$方向。在一个广泛的系列数值$N$体模拟与高空间分辨率，我们能够详细扫描空间的关键参数（初始磁盘厚度$z_0$，Toomre参数$Q$，和暗晕质量的比率盘质量$M_{\rm h} / M_{\rm d}$）。我们揭示了三种不同的机制，磁盘加热的$z$方向：弯曲不稳定的整个磁盘，弯曲不稳定的酒吧，和加热的恒星物质分布的垂直不均匀性。
2003-04-11 astro-ph
A New Secular Instability of Eccentric Stellar Disks Around Supermassive Black Holes, with Application to the Galactic Center
我们发现了一种新的围绕超大质量黑洞的偏心恒星盘的长期不稳定性。我们发现，逆行岁差的恒星轨道，由于存在一个恒星尖点，诱导相干扭矩，放大偏差的个人轨道偏心率的平均值，从而驱动所有偏心率远离其初始值。我们调查的不稳定性，使用N体模拟，并表明，它可以驱动个人的轨道偏心率显着更高或更低的值的顺序上的岁差时间尺度。这种物理学与银河系中心有关，那里的大质量恒星很可能在SgrA* 黑洞周围的偏心盘中形成。我们发现，所观察到的双峰偏心率分布的盘星在银河系中心的分布是由偏心率不稳定性，并演示了如何在这样的磁盘的动力学演化的结果，它的几个恒星获得高（1-e < 0.1）的轨道偏心率。在这种高度偏心轨道上的双星会被SgrA* 黑洞潮汐干扰，可能会在黑洞附近产生S星，并在星系晕中产生高速星。
2009-04-17 astro-ph
A new criterion for Bar-Forming Instability in Rapidly Rotating Gaseous and Stellar Systems. II. Nonaxisymmetric Form
我们以前已经介绍了参数'阿尔法'作为一个指标的稳定性m=2非轴对称模式在旋转，自引力，轴对称，气体和恒星系统。这个参数可以写为总旋转动能、总重力势能的函数，以及系统的拓扑/连通性和几何形状的函数。在这里，我们扩展的稳定性准则的非轴对称平衡系统，如椭球和椭圆盘和圆柱。我们测试这种扩展的有效性，考虑预测以前出版的，气体和恒星，非轴对称模型。上述公式和临界值精确地解释了气体黎曼S型椭球（包括Jacobi和Dedekind椭球）和椭圆黎曼盘以及恒星椭圆弗里曼盘和圆柱中m=2模的稳定性：除了恒星椭圆弗里曼盘表现出相对较小的m=2动力学不稳定区域外，所有这些系统都是动力学稳定的。
1995-02-15 astro-ph
Gravitational Loss-Cone Instability in Stellar Systems with Retrograde Orbit Precession
我们研究球形和磁盘集群在一个近开普勒潜在的银河系中心或大质量黑洞。在这样的潜在轨道中，进动通常是逆行的，即轨道进动的方向与轨道运动相反。假设恒星系统由近径向轨道组成。我们表明，如果有一个损失锥在低角动量（例如，由于黑洞对恒星的消耗），可能发生类似于等离子体中的损失锥不稳定性的不稳定性。引力损失锥不稳定性有望提高黑洞的进食率。对于球面系统，球谐函数$l \ge 3$的个数可能导致不稳定性。如果在扁平系统中有一定数量的反自转恒星，它们通常表现出与方位角数$m$无关的不稳定性。所得结果与Tremaine最近得到的分布函数随角动量单调增加的结果进行了比较。分析是基于简单的特征方程描述小扰动的磁盘或球体的恒星轨道半径高度拉长。这些特征方程来自线性化的弗拉索夫方程（结合无碰撞玻尔兹曼动力学方程和泊松方程），使用作用角变量。我们使用两种技术分析的特征方程：第一个是基于初步发现的中性模式，和第二个采用了对等的等离子体Penrose-Nyquist标准的磁盘和球形引力系统。
2007-05-20 astro-ph
Dynamo action by differential rotation in a stably stratified stellar interior
磁场可以在差动旋转恒星的稳定分层（非对流）层中产生。环向磁场中的磁不稳定性（由差动旋转缠绕）取代了对流在闭合场放大环中的作用。泰勒不稳定性可能是最相关的磁不稳定性。一个发电机模型是从这些成分，并应用于恒星内部的角动量输运问题。它产生一个主要是水平的场。这个发电机过程可能解释了太阳核心中观察到的旋转模式。
2001-11-09 astro-ph
Differential rotation and magnetic fields in stellar interiors
本文综述了影响差动旋转恒星初始弱磁场演化的过程。这些不稳定性包括旋转平滑（类似于对流驱逐）和大约5种不稳定性，其中包括磁旋转不稳定性，byoyancy不稳定性和pinch型不稳定性。详细分析了热扩散和磁扩散对这些不稳定性的重要影响。第一个不稳定性是夹捏型不稳定性。在磁浮力驱动的不稳定性出现之前，它对改变磁场结构变得很重要。初始强磁场的演化仍然是一个更开放的问题，包括恒星中是否存在动态稳定的磁平衡的老问题。
1999-07-12 astro-ph
Secular stability and instability in stellar systems surrounding massive objects
我们研究一个低质量恒星系统周围的大质量中心对象的稳定性。这类系统的例子包括星系或星团的中心含有一个巨大的黑洞，以及奥尔特彗星云。如果恒星系统的自引力是主要的非开普勒力，这样的系统可能会受到缓慢增长的（长期）不平衡不稳定性的影响。长期模式的稳定性很大程度上取决于分布函数F对角动量J的依赖性。如果在恒定能量下dF/dJ < 0，则所有球形系统都是长期稳定的。如果dF/dJ > 0，就像在低角动量下有一个损失锥所预期的那样，所有在J=0处F=0的球形系统（空的损失锥）都只是中性稳定的，而扁平的非旋转系统通常是不稳定的。这些结果表明，长期不稳定性可能主导星系中心恒星系统的结构和演化。
2004-12-13 astro-ph
Axisymmetric orbit models of N-body merger remnants: a dependency of reconstructed mass on viewing angle
我们模拟观察碰撞N体盘盘合并与轴对称轨道叠加程序，已被用来模拟后发座椭圆。残留物样品代表了盘-盘合并的形状，包括长轴、三轴和扁圆物体。其目的是更好地了解轴对称的假设如何影响重建的质量和恒星运动的系统本质上不是轴对称的，它是否会导致偏见，以及如何在真实星系的模型中识别这种潜在的偏见。半光半径处的质量恢复取决于视角和内在形状：侧视图允许重建总质量，精度在20%（三轴/长轴残余物）和3%（扁圆残余物）之间。大量高度扁平的正面系统被低估了50%。在残余物是强三轴或长轴的地方，局部质量密度的偏差可能更大。明亮的M/L对残骸中的盒形轨道很敏感。长方体轨道导致中心运动学随视角变化。重建的发光M/L和中心质量遵循这种变化。发光M/L总是被低估（高达2.5倍）。模型中的暗晕可能会被高估大约相同的量，这再次取决于视角。重建的速度各向异性取决于视角和残余物的轨道组成。我们构造了史瓦西模型的N体实现，讨论了模型中的混沌轨道和维里平衡。表面上扁平的、中等质量的旋转椭圆星系很可能既接近于轴对称，又接近于边缘取向。我们的研究结果表明，史瓦西模型允许重建它们的质量和恒星各向异性的高精度。（节略）
2007-08-16 astro-ph
A physicist's view of stellar dynamics: dynamical instability of stellar systems
我认为，自20世纪40年代以来广泛采用的恒星动力学框架，是不适合目前的非线性系统的知识。当扰动非线性系统的几个基本特征未知时，该框架从等离子体物理中借用，忽略了两类不同系统中扰动作用的差异，即具有德拜屏蔽的等离子体和没有屏蔽的引力系统。现在，当混沌效应的革命性作用甚至在行星动力学中也被揭示出来时，即对于近可积系统而言，人们可以预期，对于恒星系统，即非可积系统而言，它们的作用必须要重要得多。事实上，遍历理论工具已经能够证明，由于N体相互作用，球形恒星系统是指数不稳定的，而与现有的信念相反，两体相遇并不是其松弛的主要机制。混沌效应区分了星系的形态和其他性质。利用里奇曲率判据，我们还可以证明，一个中心的大质量物体（核）使N体引力系统更加不稳定（混沌），而具有双核的系统甚至比具有单核的系统更不稳定。
2003-10-20 astro-ph
Phase-Transition Theory of Instabilities.I.Second-Harmonic Instability and Bifurcation Points
自由能最小化方法被用来解决长期和动力学不稳定性和分叉沿序列的旋转，自引力流体和恒星系统。我们的方法源于相变的Landau-Ginzburg理论。我们集中在Maclaurin序列的扁球体和二次谐波扰动的影响。在动力学不稳定点和Dedekind序列分叉点处，Maclaurin序列也出现了二级相变。每个二阶相变的区别特征是运动积分（例如循环）的（非）守恒，其决定了相变的出现。在恒星系统中，环流不守恒，因为出现在金斯运动方程中的应力张量梯度项包括与常规压力梯度项相同数量级的粘性类非对角项。这就解释了为什么雅可比分岔在恒星系统中是一个动力学不稳定点，而在粘性流体中只是一个长期不稳定点。讨论了二级相变与恒星系统动力学不稳定性、液态He-4的相变、超导二级相变和自发对称性破缺机制的关系。
1994-09-14 astro-ph
Quantum instability of magnetized stellar objects
本文研究了有磁场存在时简并电子和中子气体的物态方程。在考虑了量子效应的影响后，根据压力稳定性判据，我们发现某些超磁化星是不稳定的。高度磁化的白矮星应该坍缩产生Ia型超新星，而超强磁化的中子星不能承受自己的磁场，也必须坍缩。我们的结果与一些致密星的观测数据进行了比较，验证了理论与观测的一致性。
2005-06-09 astro-ph
A New Criterion for Bar-Forming Instability in Rapidly Rotating Gaseous and Stellar Systems. I. Axisymmetric Form
我们分析了以前的结果的稳定性均匀和差分旋转，自引力，气体和恒星，轴对称系统，以获得一个新的稳定性标准的外观的环形，m=2中间（I）和酒吧模式。在此过程中，我们证明了恒星系统中的棒模和气体系统中的m=2 I模具有许多共同的物理特性，只有一个实质性的区别：由于应力张量的各向异性，动力学不稳定性在恒星系统中的低旋转。这种差异也反映在新的稳定性标准中。新的稳定性参数“阿尔法”制定的第一个均匀旋转的系统，是基于角动量的内容，而不是系统的能量含量。对于恒星系统的稳定性，α = 0.254-0.258，而对于气态系统，α在0.341-0.354的范围内。对于均匀旋转，可以将“alpha”写为总（旋转）动能和引力能的函数，以及表征系统的拓扑/连通性和几何形状的参数。“阿尔法”可以扩展到各种不同的旋转，气体和恒星，轴对称盘和球体模型，其平衡结构和稳定性特征是已知的，并计算。我们还估计“阿尔法”气体环形模型和恒星盘系统嵌入在惰性或响应“晕”。我们发现，新的稳定性准则同样适用于所有这些先前公布的轴对称模型。
1994-11-07 astro-ph
Self-Consistent Gravitational Chaos
恒星在三轴星系引力势中的运动一般是混沌的。然而，混沌在轨道运动中表现出来的时间尺度是星系中心集中程度的强函数。在这里，混沌扩散率提出了一系列的中心密度斜率和核黑洞质量的三轴模型中的轨道。典型的扩散时间被发现是小于一个星系的寿命在三轴模型的密度增加更迅速地超过1/r的中心，或包含质量超过大约0.1%的星系质量的黑洞。当中心黑洞的质量超过星系质量的0.02倍左右时，会发生一个向全局随机性的转变，星系在一个交叉时间内演化成轴对称形状。这种快速演化可能提供了一种负反馈机制，将核黑洞的质量限制在星系恒星质量的百分之几。
1997-09-10 astro-ph chao-dyn nlin.CD
