Hot, Dense Matter Accretion onto a Black Hole
研究了由重核、自由核子、简并电子、光子和中微子组成的热致密物质的吸积。自由核子的组成和它们的化学势是由Lattimer和Swesty（1991）提出的热的、致密物质的状态方程给出的。当中心黑洞的质量和吸积率被选择为$M_{BH} \approx 3{\rm M}_\odot$和$\dot{M} \approx 0.1{\rm M}_\odot$ sec $^{-1}$时，它们提供了伽马射线暴（GRB）的典型光度，吸积物质中的自由质子的比例变得非常小，为$Y_p \approx 10^{-4}$，而自由中子的比例更接近于1，为$Y_n \approx 0.7$。这样反电子中微子$\barν_e$就可以自由地通过圆盘逃逸，而电子中微子$ν_e$几乎被圆盘吸收。因此，$\barν_e$与$ν_e$在磁盘上的频繁冲突不会发生。吸积盘主要由$\barν_e$冷却，$\barν_e$抑制温度的升高，并增加吸积物质的密度，如盘内侧的$T \approx 3\times 10^{10}$ K和$ρ\approx 3\times 10^{13}$ g/cm $^3$。$\barν_e$和$ν_e$的散射光学深度则达到非常大的$τ_s(\barν_e) \approx τ_s(ν_e) \approx 10^2$。因此，在中微子扩散时间$t_{diff} \approx 10$（ms）内，吸积盘可能是…
2004-12-21 astro-ph
Disk Properties and Density Structure of the Star-Forming Dense Core B335
我们提出了亚弧秒分辨率尘埃连续观测的原恒星坍缩候选人B335与IRAM高原德布尔干涉仪在1.2和3.0毫米的波长。这些观测探测到< 100 AU的大小尺度，并揭示了一个紧凑的源组件，我们确定与拱盘。我们分析了这些数据与以前的低分辨率干涉仪观测，并找到了一个最适合的密度结构，B335，包括一个指数p=1.55 +/- 0.04（r < 5000 AU）的幂律包络与一个磁盘（r < 100 AU）的流量F_{1.2 mm} =21 +/-2 mJy。我们估计幂律指数delta（p）< 0.15的系统不确定性，其中最大的误差来自尘埃温度随半径下降的假设形式。B335内部密度结构的测定在原恒星核中具有独特的精度，它与引力自由落体的r^{-1.5}剖面一致，符合恒星形成的基本预期。B335中致密部分的通量（和隐含质量）是金牛T星周围典型的圆盘。
2003-07-05 astro-ph
Ram-Ppressure Effects on Dense Molecular Arms in the Central Regions of Spiral Galaxies by Intracluster Medium
我们通过流体动力学模拟研究了团内风对旋涡星系内盘的冲压压力效应。即使风是温和的，没有强大到足以剥离气盘，冲压压力干扰轨道的臂间气体显着。这导致星系内部几千秒差距区域出现不对称的致密分子臂。这种机制可以解释在室女座螺旋中经常观察到的中心区域的不对称CO气体分布。
2002-01-08 astro-ph
The Global Structure and Evolution of a Self-Gravitating Multi-phase Interstellar Medium in a Galactic Disk
利用高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了银河系圆盘中心千秒差距区域中自引力多相星际介质的演化。我们发现，一个引力和热不稳定的盘以自稳定的方式演化成一个全局准稳定的盘，它由冷的（T < 100 K）、致密的团块和细丝组成，周围是热的（T > 10^4 K）、弥散的介质。冷气体的准定常结构是显著的。由冲击加热产生的热气体，其特征在于低密度的孔和空隙。激波的能量来自于冷的致密团块的形成所引起的差异旋转和引力扰动。在准稳定阶段，冷云和密集云形成，有效稳定性参数，Q，具有在2-5的范围内的值。我们的多相计算的动态范围在密度和温度上都是10^6 - 10^7。这种湍流介质的相图进行了分析和讨论。
1999-03-11 astro-ph
Dense Stellar Cores in Merger Remnants
我们使用的数值模型，其中包括恒星形成分析的质量配置文件所形成的合并盘星系的残余物。在合并过程中，气体的消散和随后的恒星形成在残余物中留下了致密的恒星核心。星爆星群并没有平滑地连接到德·沃库勒的轮廓上，而是在有效半径的百分之几处导致表面密度轮廓的急剧断裂。虽然我们的结果是初步的，但大多数椭圆星系中缺乏这样的特征表明，富含气体的盘状星系的合并可能对当今椭圆星系的人口没有很大的贡献。
1994-09-29 astro-ph
New insights on the dense molecular gas in NGC253 as traced by HCN and HCO+
利用Owens Valley射电天文台毫米波阵（OVRO）对星系NGC 253的环核星爆盘进行了HCN（1-0）、HCO+（1-0）和CO（1-0）跃迁的60 pc分辨率成像。我们还获得了阿塔卡马探路者实验（APEX）的HCN（4-3）和HCO+（4-3）线的星爆盘的观测。我们发现，从HCN（1-0）和HCO+（1-0）过渡，致密分子气体的指标，跟踪区域，这是不可区分的不确定性，我们的观察的排放。即使连续通量在星爆盘上的变化超过10倍，HCN/HCO+的比率在整个星爆盘上是恒定的，我们得出的平均比率为1.1+/-0.2。从激发分析，我们发现，所有的线从这两个分子的亚热激发，他们是光学厚。这种亚热激发意味着所观察到的HCN/HCO+线比是敏感的基础化学。因此，恒定的线比意味着在NGC 253的星爆盘上没有强烈的丰度梯度。这一发现也可以解释不同恒星形成星系之间的L '（HCN）/L'（HCO+）的变化，无论是在附近还是在高红移。
2007-07-12 astro-ph
Growth of Galactic Bulges by Mergers: I. Dense Satellites
Andredakis，Peletier & Balcells（1995）将Sersic定律$μ(r) \sim r^{1/n}$拟合到Balcells & Peletier（1994）星系样本的凸出部分，并推断$n$以T形态类型从S 0的$n \approx$ 4- 6下降到Sc的$n=1$（指数）。我们使用无碰撞N体模拟来测试的假设，最初的表面亮度分布的所有凸起是指数，和陡峭的配置文件对早期的类型是由于卫星吸积。结果是积极的。在卫星吸积之后，膨胀盘拟合表明膨胀增长，并且膨胀轮廓指数$n$与卫星质量成比例地增加。对于一个像凸起一样大的卫星，$n$从1升到4。我们提出的残留物和磁盘增厚的运动学诊断。后者表明，凸起的增长必须发生在星系中最后一个薄盘形成之前。合并产生的厚盘让人想起早期边缘星系中的厚盘。这一过程的效率表明，现代膨胀的晚型螺旋指数剖面不能显着增长的碰撞合并。
2000-12-07 astro-ph
A dense disk of dust around the born-again Sakurai's object
1996年，樱井的天体（V4334 Sgr）在一个暗淡的行星状星云（PN）的中心突然变亮。这一非常罕见的事件被解释为热白矮星的重新点燃，导致快速演化回到冷巨星阶段。从1998年开始，大量的尘埃不断形成，筛选出仍然嵌入在这个不断扩大的高光学深度包层中的恒星。这里报道的新观测结果用于研究星周尘埃的形态，以研究樱井的物体被厚厚的球形尘埃包围的假设。我们已经获得了前所未有的，高角分辨率光谱干涉观测，采取了中红外干涉仪ESTA/VLTI，解决了樱井的对象的灰尘信封。我们报告发现了一个出乎意料的紧凑（30 x 40毫弧秒，105 x 140 AU，假设距离为3.5 kpc），高度倾斜的尘埃盘。我们使用蒙特卡罗辐射传输模拟的分层磁盘约束其几何和物理参数，虽然这样的模型只是一个粗略的近似快速演变的尘埃结构。即使拟合不完全令人满意，也可以推断出一些有用且鲁棒的约束。盘的倾角估计为75+/-3度，大尺度高度为47+/-7 AU。尘埃盘的质量估计为6 × 10^{-5}太阳质量。椎间盘的长轴（132+/-3度）与旧PN中观察到的不对称性对齐，作为本研究的一部分，对旧PN进行了重新研究。这意味着，当旧PN形成时，负责塑造樱井物体周围尘埃封套的机制已经在工作。
2008-11-20 astro-ph
Gas Giant Protoplanets Formed by Disk Instability in Binary Star Systems
我们提出了一套三维辐射引力流体动力学模型，表明双星可能是相当有能力形成类似于我们自己的行星系统。新的模型与二进制同伴不采用任何显式的人工粘度，也包括第三（垂直）的流体动力学计算的维度，允许对流冷却的瞬态阶段。对最初引力稳定的圆盘演化的计算表明，双星伴星的存在实际上可能有助于触发可能成为巨行星的致密团块的形成。我们还表明，在没有二元同伴的模型中，它们开始演化为引力稳定的磁盘，磁盘演化形成致密的环，然后分裂成自引力团块。后一种模型表明，任何具有足够质量形成气体巨行星的自引力盘的演化都可能导致一段时间的盘不稳定，即使没有双星伴星这样的触发因素。
2005-12-19 astro-ph
On the Origin of Exponential Disks at High Redshift
在哈勃太空望远镜超深场（UDF）中，大于0.3“的螺旋星系的主轴和椭圆拟合强度轮廓通常是指数分布的，而在我们以前的研究中称为团块星系团的不规则盘状星系的主轴轮廓显然不是指数分布的。在这里，我们表明，在两种星系类型的恒星形成团块的deprojected位置是指数，因为是这些团块的总排放量的deprojected光度分布。当标准化到外部等照度线半径时，这两种类型的指数是相同的。结果表明，团块的形成或增生指数径向分布，当他们分散，他们形成光滑的指数盘。对于标准宇宙学来说，UDF螺旋的指数尺度长度平均为1.5 kpc。该长度比局部螺旋的平均值小2倍。选择的影响，可能占这种大小差异的螺旋进行了讨论。不管这些影响如何，具有大设计旋臂的小型UDF星系的存在与局部场中的情况有很大的不同，在局部场中同样小的圆盘通常是很少有旋臂的矮不规则星系。螺旋臂需要一个与可见光区域的晕质量相当的圆盘质量--这是局部螺旋所具有的，而局部矮星不规则星所不具有的。然后，我们的UDF结果意味着星系盘从内到外生长，从可以形成旋臂的致密晕和致密盘开始，然后随着时间的推移增加较低密度的晕和盘材料。在这种小而致密、富含气体的盘状物中，早期形成的酒吧应该比在完全发展的盘状物中形成的酒吧更快地分散。
2005-10-09 astro-ph
Collisions and Mergers of Disk Galaxies: Hydrodynamics of Star Forming Gas
我们总结了数值模拟结果的碰撞气体丰富的磁盘星系中的碰撞速度设置平行于两个星系的自旋轴。改变冲击速度的影响进行了研究，特别注意所产生的气体结构和冲击波图案，以及产生这些结构所需的时间。模拟采用了恒星和暗物质的N体处理，以及气体的SPH处理，其中模型的所有组件都是引力活跃的。结果表明，对于这样的碰撞几何形状，碰撞可以导致非常迅速地形成一个中心，快速旋转，致密的气体盘，并在所有情况下，广泛的恒星形成预测的非常高的气体密度和流行的冲击，无论是在核和星系盘。当致密的核心形成时，气体和恒星分散在非常大的体积上，并且只有在很长一段时间内才回落到核心。在低撞击速度的情况下，这比形成致密核所需的时间多一个数量级。
2003-05-23 astro-ph
Molecular Line Emission from Gravitationally Unstable Protoplanetary Disks
在高分辨率亚毫米波干涉仪的时代，人们很快就有可能在以前无法达到的物理尺度上观察直接参与气体巨行星（GGP）形成的中性星周介质。为了探索气体巨行星通过盘不稳定性形成的可能特征，我们将三维非定域热力学平衡（LTE）辐射转移程序与三维有限差分流体动力学程序相结合，模拟了1.4 M_J自引力原GGP附近的分子发射谱线.在这里，我们探讨的旋转过渡的常见观察到的致密气体示踪剂，HCO+的属性。我们的主要结果如下：1.非常高的HCO+跃迁（例如HCO+ J=7-6）可以追踪到在星周盘周围形成团块的致密行星。根据分子丰度的不同，原始GGP可以通过阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）直接成像。2. HCO+发射线通过原GGP的致密分子核心被严重自吸收。这种特征几乎无处不在，并且仅弱依赖于假定的HCO+丰度。自吸收特性在较高的角分辨率下最为显著。没有自引力的致密团块只显示出轻微的自吸收特征。3.在所有假定的丰度和倾角下，通过原GGP的线温度最高。相反，由于线中的自吸收，速度积分强度可能不是。高角分辨率干涉仪，如亚毫米阵列（SMA）和ALMA，可能能够区分气体巨行星形成行星形成的竞争理论。
2006-05-12 astro-ph
Continuum and CO/HCO+ Emission from the Disk Around the T Tauri Star LkCa 15
我们目前OVRO毫米阵列λ = 3.4 - 1.2毫米尘埃连续谱和谱线观测的吸积盘环绕金牛座T星LkCa 15。1.2毫米的尘埃连续发射被解析，并给出了190 AU的最小直径和57+/-5度的倾角。有一个值得注意的，但目前约束不佳，连续谱斜率随频率的下降，可能会导致晶粒生长和尘埃沉降的耦合过程。成像的相当强烈的发射从最低的旋转跃迁的CO，13 CO和HCO+揭示了一个旋转的磁盘和发射延伸到750 AU和磁盘的特征半径被确定为约425 AU（HWHM）的基础上模型拟合的CO速度场。从具有“典型”致密云丰度的CO同位素中得到的盘质量仍然比从尘埃排放中推断的小近两个数量级，这可能是由于在寒冷致密的盘中平面中广泛的分子耗尽。N2 H + 1-0发射也被探测到，它与HCO+一起，在原行星盘的近表面区域设定了10^{-8}的分数电离下限。在拱星盘中首次探测到的N2 H+也使得确定N2/CO比（~2）成为可能，该比至少比年轻恒星和致密云的包层中的大一个数量级。大的N2/CO比表明，我们的观测探测盘层中，CO耗尽，但一些N2仍然在气相中。这种差异耗尽可能会导致大的变化，在拱星盘的外部达到高度的部分电离，并可能有助于解释彗星中观察到的相对氮不足。
2003-07-11 astro-ph
Dense Cloud Ablation and Ram Pressure Stripping of the Virgo Spiral NGC 4402
我们目前的光学，HI和无线电连续观测的大倾角室女星系团Sc星系NGC 4402，这表明冲压压力剥离和致密云烧蚀的证据。VLA HI和射电连续谱图显示了一个截断的气体盘和主盘发射西北方向的发射。特别是，无线电连续辐射不对称地向北延伸，向西倾斜。Halalpha图像显示了沿着气体盘南部边缘的许多HII复合体，可能表明ICM压力触发了恒星的形成。用WIYN Tip-Wellington成像仪获得的0.5”分辨率的BVR图像显示了一个显着的尘埃带形态：在光学半径的一半，星系的尘埃带弯曲向上并离开盘，与HI形态相匹配。在截断的气盘东南边缘，大的尘埃羽状物从明亮的年轻星团向上延伸约1.5千秒差距。这些星团是非常蓝色的，表明很少有尘埃变红，这表明尘埃在相互作用的前沿被ICM风吹走。在星际物质主脊的南面，银河系相对没有气体和尘埃，我们发现了1 kpc长的线状尘埃丝，其位置角与面外射电连续谱尾部相匹配;我们将这个角度解释为投影的ICM风向。其中一个观测到的尘埃丝在其头部有一个HII区。我们解释这些尘埃丝大，密集的云，最初留下的低密度ISM剥离，但随后被消融的ICM风。这些结果为剥离星系团中分子云的命运提供了惊人的新证据。
2005-03-18 astro-ph
Nature vs. Nurture: The Origin of Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）是年轻且无线电安静的X射线脉冲星，它们已快速自旋至聚集在5-12 s范围内的缓慢自旋周期。大多数这些不寻常的超新星似乎也与超新星壳遗迹（SNRs）有关，典型的年龄<30 kyr。通过研究这些残骸的大小与它们的年龄，我们证明了围绕SGR和AXP祖先及其SNR的星际介质与大多数年轻的射电望远镜和SNR周围的环境相比异常密集。我们探讨了这一证据的影响磁星和螺旋桨为基础的模型的快速自旋下降的SGRs和AXP。我们发现，密集的环境的证据是不一致的磁星模型，除非磁星的发展和外部ISM之间的因果关系可以显示。螺旋桨驱动的自旋下降的化石吸积盘的SGR和AXP似乎是一致的密集的环境，因为环境可以促进这种磁盘的形成。这可能以两种方式发生：1）由超新星遗迹与停滞在周围致密气体中的大质量祖先风物质相互作用产生的快速反向冲击推回的最里面的喷出物形成“推回”盘，或2）高速中子星获得盘，其能够捕获足够量的由密集环境中的迅速反向冲击减慢的共同移动的流出喷出物。
2000-11-17 astro-ph
Timescales of Disk Evolution and Planet Formation
有人认为，星周盘从致密的、活跃的吸积结构演变成低质量的、补充的残余物。在这个过渡期间，颗粒可能会聚集成星子，或者圆盘可能会被新生的行星清除。最近发现的附近的年轻恒星群为探测盘演化提供了宝贵的实验室。我讨论了TW长蛇座星协和MBM 12云的尘埃盘的性质，并将结果与其他盘演化和行星形成时间尺度的研究进行了比较。
2000-11-15 astro-ph
Enhanced interactions, mergers and starbursts in dense cluster environments
光学和X射线研究已经确定了星系团中重要的子结构的普遍性，表明星系团是年轻的系统，并且最近在许多星系团中发生了重大的合并。数值模拟结果表明，星系团子星系团的合并将对吸积子星系团中的盘星系产生显著的潮汐力，这很可能导致星系团中螺旋星系向S 0星系的转变.模拟预测在富含气体的盘状星系团中同时发生的中等恒星爆发，这些星系团显示出正在进行或最近的合并活动，以及增强的星系-星系相互作用和合并。观测数据的光谱指标的研究，无论是在晚型星系在附近的集群，和poststarburst活动在早期型星系在附近和中间的红移集群，支持这种情况下，星暴活动。
2000-11-03 astro-ph
Formation of the Planetary Sequence in a Highly Flattened Disk of Frequently Colliding Planetesimals
用动力学理论研究了微行星自引力盘的演化。在Boltzmann动力学方程中引入Krook积分，考虑了星子间频繁碰撞的影响。结果表明，作为一个非周期性的碰撞耗散不稳定性的小重力扰动的磁盘被细分成许多密集的碎片。这些最终会凝聚成行星序列。
2000-12-05 astro-ph
