Galactic Nonlinear Dynamic Model
C. A. M. de Melo, S. T. Resende
我们开发了一个模型的基础上的非线性实现的牛顿动力学从相空间中的动量和质量守恒的螺旋星系。径向解呈现出与观测数据定性一致的旋转曲线。
We develop a model for spiral galaxies based on a nonlinear realization of the Newtonian dynamics starting from the momentum and mass conservations in the phase space. The radial solution exhibits a rotation curve in qualitative accordance with the observational data.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Testing the X-ray variability of active galactic nuclei with the nonlinear prediction method
用非线性预测方法对六个活动星系核的八个EXOSAT X射线光变曲线的分析表明，观测到的短时间尺度光变是真正随机的，而不是由确定性混沌引起的。这一结果有利于X射线发射模型与多个中心的生产热，可能相对论性的电子。
Nonlinear Magnetic Diffusion and Magnetic Helicity Transport in Galactic Dynamos
我们已经扩展了我们以前的平均场银河发电机模型，其中包括代数和动态α非线性（Kleeorin等人，A&A，v. 387，453，2002），以还包括湍流扩散率的淬灭。我们很容易地获得平衡态的大规模磁场在当地的磁盘发电机模型，这些领域的强度是可比的均分场强度。我们发现，单独的代数非线性（即淬火的α效应和湍流磁扩散）不能饱和的平均磁场的增长，只有代数和动态非线性的组合效应可以限制平均磁场的增长。然而，与我们早期的工作没有淬火的湍流扩散，我们现在不能找到满意的解决方案，在无z近似的轴对称星系发电机问题。
Formation of Ionization-Cone Structures in Active Galactic Nuclei: II. Nonlinear Hydrodynamic Modelling
本文第一部分描述了银盘刚性旋转区对应的引力场中喷流的平衡模型。我们使用线性稳定性分析，找到波导谐振不稳定的内部重力波，由于这些波的超反射从射流边界。在本文的这一部分中，我们进行非线性数值2D和3D模拟这种不稳定性的发展。我们表明，这种不稳定性产生的冲击在周围介质的射流是本地化的一个大的开口角的圆锥体内，并能够产生的功能，在形态上类似于在星系中观察到的活动核（例如NGC 5252）。
Discussion of the Electromotive Force Terms in the Model of Parker-unstable Galactic Disks with Cosmic Rays and Shear
我们分析了电动势（EMF）的条款和基本假设的线性和非线性发电机理论在我们的三维（3D）数值模型的帕克不稳定性与宇宙射线和剪切的星系盘。我们还应用由非线性发电机理论（Blackman & Field 2002和Kleeorin et al. 2003）获得的EMF的众所周知的处方来检查从他们的处方重建的EMF是否对应于直接从我们的数值模型获得的EMF。我们表明，我们建模的电动势是完全非线性的，它是不可能的，因为没有满足尺度分离的条件，应用任何考虑的非线性发电机近似。
The Role of Magnetic Helicity Transport in Nonlinear Galactic Dynamos
我们认为，在当地发电机问题的框架内，以及在无z模型（其中包括明确的径向分布的磁场）的银河发电机的磁螺旋度平衡。在计算磁螺旋度平衡时，我们考虑了小尺度和大尺度磁场在磁螺旋度之间的重新分布，以及由于小尺度湍流引起的磁螺旋度输运和扩散。我们表明，通过银盘边界的磁螺旋度通量导致一个稳态磁场的磁能相当于均分能量的湍流运动的星际介质。如果忽略这种磁通量，则稳态磁场远小于均分场。通过边界的总磁螺旋度通量由平流通量和扩散通量组成。这些贡献的确切比例对于确定稳态磁场的强度及其结构似乎并不重要。然而，至少需要一些扩散的贡献，以平滑磁盘边界附近的磁螺旋度轮廓。各种传输系数的磁螺旋度的作用进行了研究，并确定的值，导致磁场配置与观察到的。
The galactic dynamo effect due to Parker-shearing instability of magnetic flux tubes. II. Numerical simulations and the nonlinear evolution
在本文中，我们继续调查的帕克剪切不稳定性进行数值模拟的磁通量管动力学薄通量管近似。我们表明，从数值模拟的通量管的演变是非常相似的线性解决方案，如果垂直位移小于垂直尺度高度$H$的银盘。如果垂直位移与$H$相当，扰动的垂直增长在非线性范围内比在线性范围内更快，并且我们观察到通量管顶部的快速膨胀，这导致数值模拟中的奇异性，如果只考虑宇宙射线的话。然后我们对非均匀外介质的情况进行了模拟，结果表明Parker不稳定性的主导波长与外介质的调制波长相同。因此，在宇宙线压力占主导地位的情况下，与这些短波长调制相关的发电机$α$效应要比与帕克不稳定性的线性最不稳定的长波长模式相关的发电机效应有效得多。在差异旋转和密度波产生的差异力的影响下，$α$效应在旋臂中基本上被放大，而在臂间区域被减弱，这证实了我们之前在线性近似中获得的结果。
Nonlinear Effects in Models of the Galaxy: 1. Midplane Stellar Orbits in the Presence of 3D Spiral Arms
与研究的非线性恒星和气体响应的星系，如银河系的引力势的目的，我们已经建立了三维银河系的螺旋臂作为一个叠加的非均匀扁球体，并添加了他们的贡献的轴对称模型的银河系质量分布。根据不同的观测结果，本文提出了三个螺旋轨迹。我们的模型与紧缠绕近似的比较表明，整个螺旋图案的自引力在银河系中部和外部区域是重要的。作为第一步，全三维计算的模型是合适的，我们已经探索了恒星轨道结构中的银河系。我们提出的模式旋转框架中的标准分析，并补充这一分析与银河系惯性系的轨道信息。顺行和逆行轨道在惯性系中被明确定义，然后在非惯性系的庞加莱图中被标记为这样。这样，我们就发现了两类轨道之间的一条清晰的分界线。混沌仅限于椭圆轨道，它的开始发生在我们银河系中被认为是合理的更高的螺旋扰动。
Galactic dynamos supported by magnetic helicity fluxes
我们提出了一个简单的半解析模型的非线性，平均场星系发电机，并用它来研究各种磁螺旋通量的影响。发电机方程减少使用“无- $z$”近似的非线性系统的常微分方程的时间，我们证明了该模型准确再现早期的结果，包括那些非线性行为是由磁螺旋通量驱动。我们讨论了两种类型的磁螺旋通量的影响和相互作用，一种是由平流产生的（例如，另一种是由Vishniac & Cho（2001）提出的湍流的各向异性引起的。我们认为，后者是显着的，如果银河系的差异旋转是足够强大的：在我们的模型中，对于$\Rw\la-10$在相应的湍流磁雷诺数。我们证实，从银河系盘的发电机行动的最佳气体流出的强度接近正常的螺旋星系的预期。由螺旋度平流支持的大尺度磁场的稳态强度仍弱于与湍流能量均分对应的强度。然而，Vishniac-Cho螺旋度通量可以进一步增强磁场以实现能量均分。对于可能发生在星暴星系中的更强的外流，Vishniac-Cho通量可能是发电机作用的关键。然而，这种机制需要一个至少$\simeq1\mkG$的大规模磁场来发射，因此它必须在喷泉或风的磁螺旋平流辅助下的传统发电机之前发射。
Errata in Binney and Tremaine, "Galactic Dynamics"
本文包含了《银河系动力学》一书中所有已知的勘误。
A bound on galactic mass loss rates obtaind from globular cluster dynamics
利用星系中心对球状星团的潮汐扰动，我们对观测到的球状星团的轨道所包含的总质量进行了限制。在假设银河系的质量损失率是稳定的情况下，我们推导出这个速率的一个界限。特别是这个界限可以用来限制银河系的引力波光度。
The Parker Instability in a Thick Galactic Gaseous Disk: I. Linear Stability Analysis and Nonlinear Final Equilibria
本文对多分量磁化银盘模型进行了线性稳定性分析。圆盘模型使用观测到的太阳附近的气体密度和重力加速度的分层，在这个意义上，它可以被称为一个现实的模型。总气体压力的分布由这些观察到的分层定义，并假设气体盘是等温的。初始磁场平行于磁盘，与5 $μ$ G的中面值，其分层沿z轴是来自在等温大气中的磁流体静力平衡的条件。由此产生的等温声速是$\sim 8.4$ km s $^{-1}$，类似于距离中平面1.5 kpc内的主要气体成分的速度分散。热磁压比随着$[z]$的增加而减小，暖模型是Parker不稳定的。色散关系表明，增长最快的模式具有约3 kpc的波长，对称和反对称扰动，相应的增长时间尺度约为$3\times 10^7$年。最后的平衡阶段的结构也得到了，我们发现，中面反对称（MA）模式收集更多的气体在磁谷。由此产生的MA气体冷凝具有更大的密度，并且柱密度增强比初始阶段的值大约3倍。不稳定的波长和增长时间的多组分磁盘模型是大大大于薄磁盘模型，这些结果的影响进行了讨论。
Dynamical effects of the radial galactic tide on an Oort cloud of comets for stars with different masses and varying distances from the galactic center
我们表明，径向银河潮汐的影响可以改变一个高度敏感的方式围绕恒星的彗星奥尔特云的动态。奥尔特云的动力学主要取决于恒星在银河系中的位置和质量。动力学变化的特点是彗星近日点的剧烈变化，如果恒星的位置朝向银河系中心或其质量被设定为较小，其中许多会向内行星系统移动。这些初步结果表明，我们未来可能的研究方向，旨在更好地动力学概括彗星轨道周围的太阳系外系统，可能会通过数值模拟的奥尔特云彗星周围的非太阳型恒星和不同的银河系或河外环境进行测试。
Gas dynamics in the Galactic bar region
新的限制银河系的酒吧参数来自银河酒吧内的气体螺旋结构，特别是从识别的尘埃带导致酒吧主轴。
Comments on "Perspectives on Galactic Dynamics via General Relativity"
在这篇评论中，我们质疑astro-ph/0512048中提出的拒绝奇异质量表面层存在的一些论点。特别是，不正确的表达式用于磁盘的表面质量密度。我们还指出，在$z=0$平面上的连续密度梯度区域的去除不连续性的过程中，会产生另外两个具有奇异质量表面层的不连续区域，使得模型不切实际。
Collisionless Relaxation in Galactic Dynamics and the Evolution of Long Range Order
这次演讲提供了一个无碰撞的星系动力学的关键评估，重点是无碰撞玻尔兹曼方程的解释和限制，以及与无碰撞松弛相关的物理机制。数值和理论的参数，以激发的想法，远离平衡的系统的演化应被解释为涉及非线性引力朗道阻尼，这意味着更大的整体连贯性和记忆的初始条件比传统的理论中隐含的暴力松弛。
Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
Global Dynamics in Galactic Triaxial Systems I
在本文中，我们提出了一个三轴星系系统中的全球动力学的理论分析，作为一个简单的表示使用的三维可积哈密顿量。我们包括一个全面的讨论，增加一个通用的不可积扰动系统的全球动力学的影响。我们采用三轴Stackel哈密顿量作为可积模型，并计算其共振结构，以了解其整体动力学时，引入扰动。我们也利用这个例子，以提供一个理论上的讨论扩散过程发生在相空间。
Dynamics of the Bar at the Galactic Centre
本文综述了银河系内部存在旋转棒的证据及其动力学意义。
Non-integrable galactic dynamics
综述了不可积星系模型的轨道动力学和自洽动力学。主题包括环面结构;共振;三轴系统与中央奇性;混合和碰撞松弛;和碰撞系统中的混乱。
Revised dynamics or dark matter in galactic and extra galactic scales?
允许引力场的能量部分地作为其自身的来源，使得引力物体表现出更强的场，就好像它们更大。根据物体的压缩程度，这个场可能比牛顿场大一到五倍。这是一个适宜的场强增加范围，在研究螺旋线的速度曲线、星系团的速度色散以及解释星系或星系系统中的Tully-Fisher或Faber-Jackson关系时，可能是方便的。修正后的引力理论允许叠加原理，但仅近似地适用于分量分离很大的系统。修正后的动力学允许等效原理，即作用在测试粒子上的有效力是由势导出的，并且在自由下落的参考系中可以消除
Curvature, Galactic Dynamics and Cosmic Repulsion
我们表明，宇宙学的负空间曲率可以解释最近发现的现象学印记的全球哈勃流星系旋转曲线和最近检测到的宇宙排斥和宇宙加速。尽管这样的负曲率（银河系静止坐标系观测者认为是导致万有加速度的万有线性势的曲率）只能在标准引力中通过极端的微调来实现，但它在共形引力中是自然可以实现的，这是一个目前可行的，完全协变的候选替代引力理论。
The Dynamics of Galactic Warps
螺旋星系盘外部的大规模扭曲已经被观察了近40年，但它们的起源仍然不清楚。我们回顾了扭曲的星系盘的动力学。我们确定了几种机制，可以激发翘曲，所有涉及的磁盘和暗物质晕之间的引力相互作用。
Nonlinear Single-Armed Spiral Density Waves in Nearly Keplerian Disks
单臂定态密度波可以在由中心质量控制的非常弱的自引力气体盘中传播。例子包括原恒星的星周盘和星系核中的分子盘。我们探讨这种波的线性和非线性动力学。变分方法产生非线性版本的色散关系，角动量通量，和传播速度在紧缠绕的限制。桨距角随振幅增加，直到紧绕近似被打破。我们还发现了一系列的非线性对数螺线，这是准确的小磁盘质量的限制，并扩展到大螺距角。
Amplification, Saturation, and Q Thresholds for Runaway: Growth of Self-Gravitating Structures in Models of Magnetized Galactic Gas Disks
我们调查的敏感性气体，磁化星系盘形成的自引力凝聚使用二维，本地模型。我们关注两个问题：（1）考虑非线性效应，确定引力逃逸的阈值条件;（2）区分内星系自转曲线下的磁-金斯不稳定性（MJI）和外星系自转曲线下的修正摆动放大（MSA）。对于轴对称密度涨落，已知不稳定性要求Toomre参数Q<1。对于非轴对称波动，任何非零切变$q \equiv -d\ln Ω/d \ln R$卷起波前，使得线性理论中的放大饱和。任何非轴对称引力逃逸的Q阈值都必须来自非线性效应。我们使用数值磁流体动力学模拟来证明预期的阈值现象，分析所涉及的非线性过程，并评估稳定的临界值$Q_c$。我们发现$Q_c \sim 1.2-1.4$的各种条件下，与非零，但亚热平均磁场对应的最大值。我们对$Q_c$的发现与从旋涡星系外部区域活跃恒星形成的阈值推断的结果相似。MJI与MSA的不同之处在于，磁张力与科里奥利力的对抗，而不是周转运动与运动剪切的合作，使非轴对称密度扰动增长。我们认为，在低剪切的内部磁盘条件下，$Q_c$将大于外部磁盘的一个因素$\sim (v_A/q c_s)^{1/2}$，其中$v_A$和$c_s$是各自的阿尔文和声速。
Necessity of Dark Matter in Modified Newtonian Dynamics within Galactic Scales? - Testing the Covariant MOND in Elliptical Lenses
修正的牛顿动力学（MOND）及其相对论版本- TeVeS为我们提供了另一种理解宇宙的视角，而无需难以捉摸的冷暗物质。这种MONDian范式不仅在大范围尺度上与传统CDM竞争，而且在银河系尺度上更加成功。最近，通过研究6个透镜系统，Ferreras等人（2008）声称MOND即使在星系尺度下仍然需要暗物质。然而，当我们研究同样的系统时，我们会得出相反的结论。在这篇文章中，我们报告了我们的结果，并得出结论，MOND不需要在星系透镜系统的暗物质。此外，我们将我们的研究扩展到22个SLACS（Sloan Lens ACS Survey）镜片，也得到了相同的结论，即，椭圆星系中不需要暗物质。
Using the Galactic Dynamics of M7 Dwarfs to Infer the Evolution of Their Magnetic Activity
本文对2600颗M7矮星进行了光谱学研究和动力学分析。我们证实了我们以前的发现，磁活跃的恒星的比例减少与银河系平面的垂直距离。我们还表明，H-α发射的平均光度有一个小的，但统计上显着的距离下降。利用~1300颗恒星的空间运动和一个简单的一维动力学模拟，我们证明了M7矮星活动分数的下降可以用薄盘动力学加热和平均恒星年龄为~6-7 Gyr时磁活动的快速减少来解释。
Dynamics of galactic nuclei: Mass segregation and collisions
质量低于~ 1 e7 Msun的大质量黑洞（MBH）很可能位于致密恒星核的中心，这些恒星核由两体弛豫、与MBH的密切相互作用和直接碰撞形成。在这方面的贡献，我们强调恒星质量的黑洞的质量分离到最里面的十分之一秒差距的作用，并指出恒星之间的流体动力学碰撞的重要性。在银河系的中心，碰撞一定会影响巨星和一些S星。
Dynamics of the star S0-1 and the nature of the compact dark object at the Galactic center
最近的研究表明（Munyaneza，Tsiklauri and Viollier 1998），对Sgr A $^{*}$附近快速运动恒星的轨道分析（Eckart and Genzel 1997）为探测银河系中心附近的引力势提供了一个有价值的工具。作为一个例子，我们在这里提出的结果上的可能轨道的恒星S 0 -1的计算，在这两个，黑洞和退化中微子球的方案的中心质量，根据最近的测量恒星自行在银河系中心的Ghez等。1998年。考虑到他们分析的误差条，结果表明，在几年的时间内，S 0 -1的轨道可能确实揭示了银河系中心超大质量致密暗天体的性质。
The Galactic Center as a laboratory for extreme mass ratio gravitational wave source dynamics
大质量银河系黑洞和它周围的恒星是一个独特的实验室，用于研究弛豫过程如何导致恒星和致密残余物与中心大质量黑洞的密切相互作用，特别是那些导致引力波发射的相互作用。我回顾了新的结果，强大的质量分离和损失锥填充的大规模扰动和共振松弛的过程中，描述观测证据表明，这些过程中发挥的作用，在银河系中心，可以在那里进行研究，并讨论了一些极端质量比的影响螺旋事件率及其属性。
How Polarization and Scattering can reveal Geometries, Dynamics, and Feeding of Active Galactic Nuclei
Gaskell等人（2007）介绍了偏振混响映射作为探索活动星系核结构的新技术。我们给出了中心照明球体内部散射所预期的与时间相关的偏振信号的建模结果。这样一个模型设置描述了一个更大的日冕周围的紧凑源的活动核。计算了偏振通量和总通量之间的时间延迟，并与云的几何形状和视角有关。当包括云的流入动力学时，可以限制其光学深度和速度，这使得能够估计质量流入速率。
Dynamical limits on galactic winds, halo machos and intergalactic globular clusters
我们认为，任何暴力的星系风后，早期的恒星爆发将显着削弱星系的潜力，并留下持久的签名，如降低暗晕密度和优先径向/逃逸轨道的晕示踪剂，如球状星团。如果一个星系的动力学质量有一半以上被吹走，它就会解体。星系中存在致密晕，而没有星系际/逃逸的球状星团，这意味着在星系风中损失的重子数量的上限约为星系总质量的4%。这就限制了参与早期恒星爆发的重子和被锁定在恒星残余物中的重子，比如白矮星。在最近的自行搜索和星系晕中的微透镜观测中，所声称的晕白矮星的数量太高，与我们的动力学上限不一致。类似的论点也暗示了星系晕中中子星和恒星黑洞数量的上限。然而，一个温和的外流是可取的，特别是在矮星系，既降低其冷暗物质中心密度和注入金属的星系际介质。
Dynamics of the asymmetries at galactic centers
我们提出了一个新的动力学机制来解释在许多棒星系中观察到的棒偏心。它是基于一个m=1的密度波的存在，非线性激发的强m=2的分量，由于线性不稳定的酒吧和一个m=3模式。N体模拟表明，这种机制是在星系的中心工作，并提供了一个自然的解释，自发产生的酒吧偏离中心，这相当于几十秒差距。
The microlensing rate and mass function vs. dynamics of the Galactic bar
随着观测到的微透镜的样本量向银河系中心区域的稳步增加，透镜质量不确定性的主要来源将从简单的泊松噪声转移到我们的银河系内部动力学模型的内在非唯一性，特别是银河棒。我们使用一组简单的自洽酒吧模型来研究如何微透镜事件率作为轴比，酒吧的角度和速度分布的函数变化。棒模型的速度分布的非唯一性给透镜质量的任何预测增加了显著的不确定性（大约1.5倍）。运动学数据和自洽模型对于解除非唯一性至关重要。我们讨论了这些结果的影响的解释微透镜观测的银河系隆起。特别是，我们表明，弗里曼酒吧模型缩放到银河系凸起/酒吧的质量意味着一个典型的透镜质量约$0.8M_\odot$，一个因素的3-5倍，比其他模型的值大。
On radial gas flows, the Galactic Bar and chemical evolution in the Galactic Disc
我们开发了一个数值化学模型，允许径向流动的气体，其目的是分析可能的作用，气体流动的化学演化的银河系盘。特别讨论了银条对银盘径向气体分布的动力学影响。
Special Features of Galactic Dynamics
本课堂讲稿是对{ \it银河系动力学}选定主题的介绍。重点是我们认为与本次研讨会的主题{ \it天体力学}更相关的主题。这不是一篇综述文章。事实上，以下任何专题都可以作为单独审查的主题。只有主要的思想和概念，以及一些重要的目前开放的问题，在每个主题的介绍。文中还介绍了我们自己研究的一些相关结果。我们讨论的主题主要涉及到所谓的{ \it椭球组件}的星系。它们是\textbf{a)}，椭圆星系和盘状星系的暗晕，\textbf{b)}，椭圆星系中的发光物质，以及\textbf{c)}，盘状星系的凸起。我们只偶尔提到圆盘、杆或螺旋结构的动力学。
The Galactic Bar
本文综述了近年来关于银河系棒和内盘的结构和动力学的研究工作。目前的工作重点是构建一个定量模型，它集成了近红外测光，源计数观测，气体运动学，恒星动力学观测，微透镜。未来的研究的一些途径进行了讨论。
Cluster Core Dynamics at the Galactic Center
我们提出的N体模拟的结果，旨在了解银河系中心附近的年轻恒星的动力学。具体来说，我们模型的星系团核心包含一个中等质量的黑洞和$N \sim 50$集群恒星的引力位的超大质量黑洞的螺旋。我们首先研究了椭圆三体问题，以隔离潮汐剥离和随后的散射问题，其次是完整的N体模拟一致地对待内部动力学。我们发现，我们的模拟再现了所观察到的人口的几个动力学特征。这些包括所要求保护的顺时针盘的观察到的内边缘，以及所述盘的厚度。我们发现，高密度团块，如IRS13 E声称，也导致一般从我们的模拟。然而，并不是所有的特点的意见是复制。特别是，表面密度分布的模拟磁盘规模为$Σ\propto r^{-0.75}$，这是相当浅，比观察到的。此外，在任何时候都没有形成任何显著的反向旋转种群。
Dynamics of the Disks of Nearby Galaxies
我描述了如何动态的星系盘可以推断成像和光谱。接下来，我证明了螺旋星系的旋转曲线的分解到星系的各个组成部分的贡献是高度简并的。分解的限制可以通过考虑星系盘动力学的影响来找到。一个重要的诊断是Toomre Q稳定性参数，它控制着银河系盘对局部金斯坍缩的稳定性。我还展示了如何利用星系旋臂的密度波理论来约束星系盘的质量。应用这两个诊断的例子，NGC 2985和讨论也隐含的质光比，我证明了星系的内部，光盘所在的地方，是由重子为主。当我把这种方法应用到低表面亮度星系的盘上时，我发现了出乎意料的高质量与光的比率。这些现象可以用人口合成模型来解释，该模型假定底部重的初始质量函数类似于最近提出的“银河系综合初始质量函数”。
Gas dynamics in the Galactic bar region from N-body and SPH simulations
自洽的混合N体和SPH模拟给出了一个新的和连贯的解释突出的主要功能，从HI和CO的速度观测银河酒吧。特别是，与银河系尘埃带相关的气体痕迹可以被可靠地识别出来，并且3千秒差距的臂看起来像是气体流而不是密度波。模拟中的棒和气体核环围绕质心进行同步和长寿命振荡，并且气体流始终保持非静止，表明所观察到的气体运动学的瞬态性质。
Chaotic Mixing in Galactic Dynamics
本次演讲总结了目前所了解的现象，已被称为{ \it混沌混合}。第一部分提出了一个简明的声明，混沌混合实际上是什么，然后解释为什么它应该是重要的星系动力学。第二个详细讨论了目前已知的，描述的表现形式的混沌混合流在时间无关的哈密顿系统和系统进行比较弱的时间依赖性扰动。第三部分讨论了如果我们考虑强时间依赖势，我们可能会期望什么，包括暴力松弛的可能含义。
Collisional dynamics around binary black holes in galactic centers
我们跟踪两个大质量黑洞在一个球形恒星系统中的下沉，其中黑洞在动力学摩擦的影响下变得束缚。一旦结合，双星通过三体与周围恒星的相遇而变硬。我们发现，二进制的核心内徘徊，提供了一个增强供应的反应伙伴的硬化。双星演化成一个高度偏心的轨道，导致合并远远超过哈勃时间。这些是第一个结果，从一个混合的“自洽场”（SCF）和直接Aarseth N体积分器（NBODY6），它结合了直接力计算的优势与效率的领域的方法。该程序是为在并行结构上使用而设计的，因此适用于具有超大粒子数（> 10^5）的碰撞N体积分。这创造了模拟球状星团与现实的碰撞弛豫和星系核周围的超大质量黑洞恒星系统的动力学的可能性。
The Dynamics of Molecular Material Within 15 pcs of the Galactic Center
我们报告了银河系中央15 pc的NH 3（1，1）和（2，2）线的5场镶嵌结果。两个狭窄的细丝或飘带被看到平行于银河平面运行。南部的流光似乎携带气体直接从20公里/秒的云到核区域。东部的流光，我们将表示为分子脊，似乎是50 km/s云的密度较高的部分，它位于Sgr A东复合体的东部，并向南延伸到20 km/s云。这个气脊携带着与银河系东部的人马座A相互作用的运动学特征，以及位于银河系中心以南的SNR。气体的整体运动、增强的谱线宽度和分子物质的加热都表明，紧邻原子核的气体有一个活跃的演化阶段。
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
The Dynamics of the Galactic Bar
我有选择地回顾了迄今为止已经探索过的各种动态场景，特别是那些说明难题的场景。总之，尽管不对称的存在是有足够的说服力的，但解释仍然是模糊的。银河系的不对称性显然缺乏连贯的图像;每一种机制都是独立于所有其他机制来考虑的。有了这个动机，我将提出一个非标准的图片，它有可能解释一些签名和一些难题。此外，它说明了全球特征是动态连接的，我相信现在是时候在这种情况下重新审视银河系了。最后，我将以一个未来工作的愿望清单作为结束-包括观测和理论-旨在帮助我们确定银河系。
The galactic stellar nucleation by globular cluster interactions in dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团的一个长期存在的难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被推测落入星系中心。但是GC确实存在于矮星系中。Recentry提出了一种新的解决方案。如果矮星系有一个核心的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs能够在宇宙年龄之后继续存在。在这项研究中，我们讨论了为什么恒定密度核心晕停止动力学摩擦，通过N体模拟。
Using Magnetic Activity and Galactic Dynamics to Constrain the Ages of M Dwarfs
我们提出了一个研究的动力学和磁活动的M矮星使用最大的光谱样本的低质量恒星组装。在M矮星中，强烈的表面磁活动（由H-α追踪）停止的年龄被推断为对质量（光谱类型，表面温度）有很强的依赖性，并解释了以前的结果，这些结果显示在后来的光谱类型中活跃恒星的比例大幅增加。使用光谱观测超过40000 M矮星从斯隆数字巡天，我们表明，活跃的恒星的比例减少作为一个函数的垂直距离从银河系平面（年龄的统计代理），这种减少的幅度变化显着不同的M光谱类型。采用一个简单的薄盘垂直加热动力学模型，我们指定了一个年龄的活动下降，在每一个光谱类型，从而确定活动的M矮星的寿命。此外，我们推导出一个统计的年龄活动关系，为每个光谱类型使用的动力学模型，从平面的垂直距离和H-α发射线亮度的每颗恒星（后者也降低了垂直高度以上的银河平面）。
The modified dynamics is conducive to galactic warp formation
在修改的动力学（MOND）中有一个有助于形成扭曲的效果。由于该理论的非线性，星系的内部动力学受到扰动的影响超过了可能的潮汐效应。例如，一个相对较远且较轻的伴星或母星系团的平均影响，即使潮汐效应可以忽略不计，仍然可以在星系盘的外部产生显著的翘曲。我们提出的简化模型的数值计算结果表明，例如，一个卫星的（重子）质量和距离的麦哲伦云可以扭曲银河系的轴对称场足以产生一个翘曲的大小（和位置）观察。扭曲几何的细节还有待解释：我们使用一个静态配置，它只能产生具有直线节点的扭曲。在更真实的模拟中，必须考虑扰动体的运动，这种运动有时发生在比圆盘的响应时间长不了多少的时间尺度上。
Dynamics of the Galactic Bulge using Planetary Nebulae
在银河系中心有一个酒吧的证据引发了对银河系酒吧隆起的动力学建模的新热情。我们的目标是比较运动学的示踪剂，行星状星云，广泛分布在凸起的一系列模型的内部银河系的相应的运动学。这些模型中有三个是由恒星盘的不稳定性引起的N体棒系统（Sellwood，Fux和Kalnajs），一个是构造来表示COBE/DIRBE近红外光的3D分布的Schwarzschild系统，然后演化为N体系统几个动力学时间（Zhao）。为了将我们的数据与模型进行比较，我们使用了Saha（1998）开发的一种新技术。该过程找到每个模型的参数，即模型单位中的太阳银河系中心距离R_o，取向角φ，速度尺度（单位为km/s/模型单位），以及最适合数据的太阳切向速度。
Constraints on the Stellar Mass Function from Stellar Dynamics at the Galactic Center
我们考虑一个围绕中心黑洞旋转的恒星盘的动力学演化。特别是，我们专注于恒星的质量函数的磁盘上的演化的效果，使用解析参数和数值模拟。我们将我们的模型应用于距离银河系中心约0.1pc的大质量恒星环，假设恒星形成于一个寒冷的圆盘中，发现我们的模型需要大量的大质量（> 100 Msun）恒星的存在才能解释观测到的0.2-0.3的偏心率。此外，为了限制较重恒星偏心率的阻尼，我们还需要比Salpeter质量函数预期的更少的低质量恒星，这为银河系中心附近的恒星环中的显着“头重脚轻”质量函数提供了强有力的证据。我们还注意到，在小于1000万年的圆初始条件下，最大可能的偏心率约为0.4-0.5，这表明任何具有更高偏心率的恒星环可能不是由圆盘形成的。
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