Comparing dynamical and photometric-stellar masses of early-type galaxies at z ~ 1
利用HST/ACS形态学信息，对48个z ~ 1早型星系进行了基于多波长光度学光谱模板拟合的星系恒星质量与基于已发表的速度色散测量的动力学质量之间的关系研究。利用GOODS-S场和z = 1.24的X射线发光星系团RDCS1252.9-2927周围的地基和空基多波长数据，我们确定了红移为0.6 < z < 1.2的光度恒星质量，并对星系团和场星系进行了定量形态学分析。我们使用HST/ACS、VLT/ISAAC和Spitzer/IRAC的0.4- 8 μ m多波段测光资料，利用PEGASE.2模型计算的复合恒星星族（CSP）模板估算光度恒星质量。我们比较恒星的质量与使用的CSP与Bruzual & Charlot和Maraston模型。然后，我们比较光度恒星质量和动力学质量的估计作为从HST/ACS成像获得的形态参数的函数。基于我们的样本，它跨越质量范围log（Mphot）=[10，11.5]，我们发现：1）PEGASE.2，BC 03，M05产生一致的光度恒星质量的早型星系在z ~ 1有一个小的散射（0.15 dex rms）; 2）采用Kroupa IMF，光度恒星质量与早型星系动力学质量估计值相匹配，平均偏差为0.27dex; 3）在恒常IMF的假设下，随着星系质量的增加而增加的暗物质分数可以解释观测到的趋势。
2006-08-25 astro-ph
The Stellar, Gas and Dynamical Masses of Star-Forming Galaxies at z~2
本文分析了114个静止坐标系中z~2处的紫外选择成星星系的近红外光谱。通过结合从观测到的0.3--8微米的光度测量的H-α光谱，我们评估运动学，动力学质量，推断气体分数，恒星质量和年龄之间的关系。H-α谱线的宽度给出了在典型半径约为6 kpc（不包括活动星系核）范围内的平均动力学质量M_dyn=6.9 +/- 0.6 x 10^10 Msun。平均动力学质量大约是平均恒星质量的2倍，对于大多数天体来说，两者都在几倍之内。然而，约15%的样品具有M_dyn >> M_star。这些天体最适合年轻的恒星星族，并且往往具有高的H-α等效宽度，这表明它们是具有大气体质量的年轻恒星爆发。静止帧的光学光度和速度色散与4 σ显著性相关。利用单位面积恒星形成率和气体表面密度之间的局部经验相关性，我们估计了与恒星形成相关的气体质量，并发现平均气体分数约为50%，随着恒星质量的增加，气体分数会大幅下降。气体和恒星的质量与动力学质量的相关性要比恒星质量更好，85%的样本都在3倍之内。运动学测量、气体质量估计和恒星星族属性的结合表明，整个样本中恒星质量的~500倍范围不能完全由星系总质量的内在差异来解释，其变化系数约为40;剩余的变化是由于恒星星族的进化和气体转化为恒星。[删节]
2006-04-03 astro-ph
The Dynamical Inverse Problem for Axisymmetric Stellar Systems
模拟轴对称恒星系统的标准方法是从质量随光的假设开始的。引力势是由光度分布导出的，并且发现了一个唯一的二积分分布函数f（E，Lz），它可以直接由二积分星系中的速度数据产生引力势，从而可以放弃质量随光变化的假设。旋转速度场也可以恢复在一个模型无关的方式。我们提出了正规化的算法进行反演和测试他们的应用程序从一个家庭的扁圆模型的伪数据。
1996-06-05 astro-ph
Constraints on Stellar-Dynamical Models of the Orion Nebula Cluster
Kroupa，Petr & McCaughrean（1999）对年轻致密富双星星系团特定模型的研究结果，利用动力学标度关系进行了推广，以推断出猎户座星云团（ONC）的可能诞生模型的候选集，猎户座星云团的核心是四边形星系团。结果发现，存在的候选集合的解决方案，使ONC维里平衡，扩大或收缩。可能的解决方案范围相当狭窄。这些结果将作为未来的指导方针，CPU密集型计算的恒星动力学和天体物理演化的整个ONC。反过来，这些对于量化最终区分模型的可观测量至关重要，从而使我们能够了解ONC是否正在组装一个丰富的银河系星团，如果是这样，它是如何发生的。
1999-07-27 astro-ph
Interpreting the main HI and CO l-V features in the Galactic bar from self-consistent stellar and gas dynamical models
本文基于高分辨率、无扰动的三维N体和SPH模拟，提出了一种新的图像，解释了银河系中心几kpcs内气体的l-V分布的主要特征。
1997-11-03 astro-ph
Dynamical Modeling of the Stellar Nucleus of M31
我们提出了恒星动力学模型的不平衡，双峰核的M31，来自哈勃太空望远镜（HST）测光。Schwarzscild型方法，结合Richardson-Lucy反卷积，被用来构建稳定旋转的热恒星盘。恒星围绕着一个巨大的暗天体运行，在逆时针和逆行的准周期环形轨道上。我们的结果支持Tremaine的偏心盘模型，扩展到包括一个更大的磁盘，非零模式速度（$Ω$），和不同的视角。大部分的盘质量占据了逆行轨道，$\simeq 3.4%$在逆行轨道。最适合光度和运动学地图的是带有$Ω\approx 16\kmspc $的圆盘。我们推测的不平衡性的起源，调用最近的工作的线性超稳定性的近开普勒磁盘，拥有即使是少量的反旋转组件。物质的吸积--质量不比一个球状星团大--到一个预先存在的恒星盘上，将解释我们逆行轨道上的质量，并且可能刺激了在M31核中看到的不平衡。
2002-03-27 astro-ph
The Dynamical Evolution of Dense Rotating Systems: Paper II. Mergers and Stellar Evolution
我们报告的密集旋转恒星系统的成员遭受碰撞和经历恒星演化过程的模拟结果。每个实验的初始配置是各向同性的Kuzmin-Kutuzov模型。动力学演化模拟与Hernquist的N体树代码，修改，包括物理恒星碰撞，恒星演化，恒星质量损失和紧凑的残余物的形成，和恒星形成。在某些模拟中，我们加入了一个大的吸积中心黑洞。在所有的系统中的速度色散的晕朝着径向偏置状态。在包含中心黑洞的系统中，色散在核心中变得切向偏置，而在没有黑洞的系统中，色散保持各向同性。碰撞倾向于产生一个占主导地位的恒星合并产物，而不是一群中等质量的恒星。在我们抑制了除弛豫和物理碰撞之外的所有过程的情况下，具有更大扁平度的物体通过合并产生更大的恒星。在允许恒星喷出物逃离系统的系统中，重核恒星的质量损失暂时降低了核心密度和碰撞率。大部分的模拟都重现了矮椭圆星系M32的中心碰撞时间尺度与中心弛豫时间尺度的比值。由于碰撞和弛豫，这些系统的中心迅速演化，结合N的缩放结果，表明我们要么在其历史上的一个特殊时刻观察M32，要么其动力学推断的中心密度至少部分是由于存在一个大质量的黑暗物体，可能是一个黑洞。
1998-10-13 astro-ph
The mean surface density of companions in a stellar-dynamical context
将伴星的平均表面密度Sigma（r）应用于星团的动力学演化，是一种量化星团结构变化的有趣方法。它的优点是，整个密度结构，从最接近的双星分离，在核心晕结构，通过起源于集群的移动群体的密度分布，可以作为恒星分离r的一个函数进行相干分析。这篇文章评估了具有不同初始密度和二进制种群的聚类的Sigma（r）的演化。使用直接N体计算记录的变化，在二进制，集群和晕分支的集群的发展，并与集群的核心和半质量半径。Sigma（r）斜率突变的位置和可能出现的二进制间隙可以用来推断动力学集群属性。
2001-03-19 astro-ph
Dynamical Modelling of Hot Stellar Systems
本文讨论了由运动学数据估算热恒星系统的分布函数f和势φ的问题。当f和Φ的函数形式没有事先指定时，对任一函数的精确估计都需要非常高质量的数据：要么是在远远超过有效半径的半径处的精确"线轮廓“，要么是离散径向速度的大样本。基于小得多的数据集的Phi（r）的估计可能受到关于f的形式的显式或隐式假设的强烈影响。铸造成数学确定的形式的估计问题的重要性被强调。本文介绍了非参数估计的一些方法，以及它们在实际恒星系统中应用的一些初步结果。
1995-10-30 astro-ph
Dynamical Interactions in Dense Stellar Clusters
本章回顾了年轻星团的动力学过程。单个恒星的气体吸积影响了星团的动力学和恒星的质量。动力学质量分离不能解释在猎户座的梯形星团中观察到的质量分离程度，这意味着大质量恒星的位置是它们形成的指示。然而，这可以用竞争性增长模型来解释。如果不是全部的话，大部分的恒星都是在双星系统中形成的，那么大部分的前主序星双星系统可以通过双星-双星和双星-单星的相互作用，在星团中演化成较小比例的银河场星。这些模型对二元性质的分布作出了明确的预测。星团的早期演化敏感地依赖于原始双星的比例。恒星与周星盘的近距离相遇会对星盘和恒星轨道产生剧烈的影响。这些圆盘在与近天体相遇时的半径相当的地方被截断，限制了它们的寿命，影响了它们形成行星形成的潜力。如果气体在星团总质量中占相当大的比例，那么在动力学时间尺度上移除气体可以使星团脱离束缚，从而使恒星逃逸并占据磁场。（缩短）
1998-02-24 astro-ph
Dynamics of Stellar Collisions
我比较气体动力学和恒星动力学碰撞模型。这两个模型具有明显不同的物理性质;例如，冲击在气体系统中引入了不可逆性，而恒星系统则以完全可逆的方式演化。尽管如此，这两个模型产生了大致相似的结果，这表明气体和恒星动力学之间的类比即使应用于碰撞也具有一定的启发性有效性。
2000-10-07 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
Dynamical Comptonization in spherical flows: black hole accretion and stellar winds
研究了光子在稳定的球形散射流中的输运。充分考虑相对论效应，解析求解了Schwarzschild黑洞吸积的矩方程。我们表明，出射辐射谱是一个幂律在高频率的光谱指数小于（硬谱）比在非相对论的情况下。本文还分析了膨胀包层中的辐射转移。我们发现，绝热膨胀产生的漂移注入单色光子向较低的频率和形成的幂律，低能量的尾巴与光谱指数$-3$。
1996-08-27 astro-ph
Dynamical mixing of two stellar populations in globular clusters
球状星团（GC）中的恒星表现出一种特殊的化学模式，轻元素丰度变化很大，而重元素丰度不变。这些丰度异常可以用原始污染来解释，这是由于第一代快速旋转的大质量恒星向ISM释放了缓慢的风，从而形成了第二代化学异常恒星。特别是观测到的异常星和标准星的比率可以用来限制GC的动力学演化，因为大约95%的标准星需要被星团丢失。我们发现，在团簇形成和长期演化过程中的残余气体排出需要达到这个比例。
2008-12-15 astro-ph
A family of models of partially relaxed stellar systems I. Dynamical properties
[摘要]最近，我们发现，一个家庭的模型部分放松，各向异性恒星系统，灵感来自早期的研究不完全的暴力松弛，表现出一些有趣的热力学性质。在这里，我们提出了一个系统的调查，其动力学特性，以建立一个详细的比较与模拟碰撞崩溃，计划为单独的文件的基础。为了与椭圆星系的观测结果进行全面的比较，模型应该被扩展到允许存在一个相当大的暗晕和显着的旋转。在球形极限下，这个族的特征是两个无量纲参数，即测量星系势深度的ε，和定义第三个整体量Q的形式的ν，它被认为在无碰撞坍缩过程中近似守恒（除了总能量和恒星总数）。
2004-09-06 astro-ph
Dynamical evolution of rotating dense stellar systems with embedded black holes
研究了具有嵌入黑洞的自引力旋转稠密恒星系统（如球状星团、星系核）的演化。讨论了微分旋转扁平系统中黑洞与恒星分量的相互作用。利用2D+1 Fokker-Planck数值方法研究了弛豫引起的速度扩散与黑洞星吸积以及星系团旋转之间的相互作用。该模型可以再现黑洞影响区内的Bahcall-Wolf解$f \propto E^{1/4}$（$n \propto r^{-7/4}$）。重力陀螺和重力热不稳定性有助于系统的更快的演变，导致更短的崩溃时间相对于非旋转系统。角动量输运和恒星吸积支持弛豫时间尺度中心旋转的发展。我们探讨系统溶解由于质量损失的存在下的外部潮汐场（例如，球状星团在星系）。
2010-02-04 astro-ph
Far-Ultraviolet Surveys of Globular Clusters: Hunting for the Products of Stellar Collisions and Near Misses
球状星团是一种受引力束缚的恒星系统，包含大约100，000颗恒星。由于这些星团核心的恒星密度很高，恒星之间的近距离接触甚至物理碰撞是不可避免的。这些动力学相互作用可以产生奇异类型的单星和双星，这在银河系中是极其罕见的，但这可能是重要的动力学演化的主机集群。这些动态形成的恒星星族的一个共同特征是它们的许多成员相对较热，因此在远紫外（FUV）波段很亮。在这篇简短的评论中，我描述了如何天基FUV观测被用来寻找和研究这些人口。
2004-07-02 astro-ph
A Stellar Dynamical Measurement of the Black Hole Mass in the Maser Galaxy NGC 4258
通过建立螺旋星系NGC 4258的轴对称动力学模型，确定了该星系中心黑洞的质量。这些模型受到{ \em哈勃太空望远镜}获得的核区域的高空间分辨率成像和长缝光谱的限制，并得到扩展到更大半径的地面观测的补充。我们的最佳质量估计是距离为7.28 Mpc的$\MBH = (3.3 \pm 0.2) \times 10^7 \MSun $（仅统计误差）。这是在$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$的15%之内，$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$是从水脉泽的运动学（重新缩放到相同的距离）确定的质量，假设它们在弯曲圆盘中处于开普勒旋转。NGC 4258的精确动力学模型的构建受到了一些影响，因为它有一个尚未解决的活动核和颜色梯度，后者是由恒星星族的变化和/或模糊的尘埃造成的。这些问题是不存在于$\sim 30$其他黑洞质量的测定从恒星动力学，已公布的我们和其他团体，因此，相对接近的协议之间的恒星动力学质量和脉泽质量在NGC 4258增强了我们的信心，在其他星系的黑洞质量确定从恒星动力学使用类似的方法和数据的可比质量。
2008-08-28 astro-ph
The dynamical formation of LMXBs in dense stellar environments: globular clusters and the inner bulge of M31
利用Chandra观测资料，研究了M31核球中L_X>10^{36} erg/s的X射线亮点源的径向分布。我们发现一个显着增加的特定频率的X射线源，每单位恒星质量，在1弧分从星系的中心。剩余源的径向分布遵循密度平方定律，表明它们是在致密的内球中动态形成的低质量X射线双星。我们调查动态形成的LMXBs，特别注意的高速制度的特点，银河系的凸起，这是以前没有探索。我们的计算表明，大部分过剩源是由低质量（M<0.3-0.4 M_sol）的主序星对黑洞的潮汐俘获形成的，也有一些同类型的NS系统的贡献。由于小尺寸的吸积盘，这样的系统的一小部分可能是持久的X射线源。有些源可能是超紧凑的X射线双星与氦星/白矮星的同伴。我们还预测了大量的微弱瞬变，无论是NS和BH系统，在1弧分从M31银河系中心。最后，我们考虑了银河系球状星团中动态形成的双星的总体，强调了这两种类型恒星环境之间的差异
2007-09-21 astro-ph
Stellar Dynamics and the 3D Structure of Bars
最近的观测限制严格适用于螺旋恒星动力学的几个旋转周期。然而，恒星动力学的概念，如周期轨道是非常宝贵的理解在更多的周期发生的各种动力学过程。指出了恒星系统中两种不稳定性的区别，第一种是棒不稳定性，第二种是棒弯曲不稳定性。在酒吧的第三个维度带来了必要的动力学效应，修改了关于隆起的历史和螺旋长期演变的看法。棒状物可以生长、弯曲、弯曲并溶解成球状凸起，螺旋物可以沿着哈勃序列以Sd $\to$ Sa的方向演化。这导致了一个比以前想象的更动态的孤立星系的图片。
1995-09-25 astro-ph
Using the seismology of non-magnetic chemically peculiar stars as a probe of dynamical processes in stellar interiors
化学成分是恒星中发生的流体动力学过程的良好示踪剂，因为它们通常导致混合和粒子运输。通过比较模型预测的丰度和在恒星中观察到的丰度，我们可以推断出这些混合过程的一些限制。由于恒星的脉动通常对化学成分非常敏感，我们可以使用星震学来探测无法直接观测的恒星内部化学成分。在本文中，我专注于主序星上午，λ bootis，和HgMn星，并讨论了我们可以学到的混合过程中，这些恒星从地震学。
2005-08-05 astro-ph
Variability in the stellar initial mass function at high mass: coalescence models for starburst clusters
一个聚结模型使用观测到的性质的前恒星凝聚（PSC）显示如何一个最初陡峭的IMF，可能是原始云碎片的特点，可以改变成一个萨尔彼得IMF或较浅的IMF在一个集群的正常密度后，一个动态的时间，即使PSC崩溃自己的动态时间。该模型表明，顶重IMF在一些星爆集群起源于PSC合并。
2004-07-06 astro-ph
The dynamical evolution of massive black hole binaries - I. Hardening in a fixed stellar background
通过限制性三体问题的散射实验，导出了恒星的抛射率、双星半长轴和偏心率的变化率。它们被用来研究星系核简单模型中双星的演化，从黑洞被束缚后不久开始，一直持续到演化被引力辐射的发射所主导，或者直到喷出的质量太大，星系不能被认为是固定的。偏心率增长被发现是不重要的，除非二进制形式与一个大的偏心率。散射的结果进行了比较与预测从Eschrasekhar的动力摩擦公式和以前的工作捕获和散射彗星的行星系统。他们认为，质量为$m_1\geq m_2$的双星不应该被认为是硬的，直到它的轨道速度超过背景速度色散的一个因子，即$(1+m_1/m_2)^{1/2}$。
1996-01-17 astro-ph
Stellar dynamical evidence against a cold disc origin for stars in the Galactic Centre
对银河系中央秒差距内的大质量恒星的观测表明，虽然大多数恒星在一个明确的圆盘内运行，但相当一部分恒星相对于圆盘平面有很大的偏心率和/或倾角。在这里，我们调查这个动态热分量是否可以通过散射从最初的冷盘-预期的初始条件，如果恒星形成的碎片的吸积盘。使用N体方法，我们发展了各种平坦的，冷的，恒星系统，并研究初始盘偏心率，原始双星，非常大质量的恒星和中等质量的黑洞的影响。我们发现，与以前的结果相一致，一个圆盘不会成为偏心不够，除非有一个显着的人口未被发现的100 - 1000 Msun对象。然而，由于偏心盘的碎裂很容易产生偏心的恒星轨道，最强的约束来自倾角。我们表明，我们的初始条件产生所观察到的大倾角，无论初始盘偏心率或大质量物体的存在。这些结果意味着银河系中心的年轻大质量恒星的轨道在很大程度上是原始的，并且恒星不太可能形成为动态冷盘。
2008-05-30 astro-ph
Dynamical evolution of rotating stellar systems - II. Post-collapse, equal mass system
我们利用轨道平均二维福克-普朗克方程的数值解，提出了初始旋转星团的第一个核后坍缩模型。在Einsel & Spurzem（1999）开发的程序的基础上，我们改进了程序的速度和稳定性，并加入了定常三体双热源。我们已经证实，旋转的集群，无论他们是在潮汐场或没有，进化速度显着比非旋转的。观测到的形状，密度分布和运动学性质的年轻和年老的星团的后果进行了讨论。在非旋转的情况下，与气体和一维Fokker-Planck模型的结果进行比较。
2001-09-05 astro-ph
Stellar mass estimates in early-type galaxies from lensing+dynamical and photometric measurements
在本文中，我们比较了两种不同的诊断估计恒星质量的早期型星系，我们建立了自己的可靠性水平。特别是，我们认为，从斯隆透镜ACS（SLACS）调查（z = 0.06-0.33）中选择的15个场椭圆星系的研究样本。我们在这里检查恒星质量值之间的相关性，封闭内的爱因斯坦半径的每个镜头，透镜和恒星动力学相结合的分析和基于多波长光度光谱模板拟合的基础上。透镜+动力学恒星质量是从已发表的SLACS巡天结果中获得的，假设一个两分量密度分布模型和一个来自透镜星系的质光比的基本平面的先验。光度恒星质量的测量是通过拟合观测到的光谱能量分布的星系（从SDSS多波段光度超过354-913 nm）与复合恒星星族模板，假设光跟踪恒星质量。这两种方法是完全独立的。它们依赖于几个不同的假设，因此，原则上，两者都可能存在重大偏差。基于我们的大质量星系的样本，我们发现透镜+动力学和光度质量估计之间的一致性。我们获得了0.94的皮尔逊线性相关系数和1.1+/-0.1的前者和后者的质量测量之间的比值的中值。这表明，这两种方法可以分别产生可靠的早期型星系的恒星质量，并确认测光质量估计是准确的，只要光学/近红外静止框架测光是可用的。
2007-12-05 astro-ph
From star clusters to dwarf galaxies: The properties of dynamically hot stellar systems
在过去的十年中，已经发现了半径为10到100 pc，质量在10^6到10^8 M_sun之间的天体。这些所谓的超致密矮星系（UCD）在半径、弛豫时间和V波段质光比（M/L_V）等方面都介于经典星团和椭圆星系之间。使用新的数据，我们发现，从10^6到10^7 M_sun的质量区间是特别感兴趣的，因为在这个范围内，典型的半光半径和动态质光比开始增加相比，球状星团，达到最高的恒星密度和典型的中值两体弛豫时间超过哈勃时间。当使用典型恒星初始质量函数（IMF）时，UCD的M/L_V比与简单恒星种群（SSP）模型的预测结果不一致，尽管SSP模型可能是UCD中真实恒星星族的很好近似，并且SSP模型允许考虑金属丰度对M/L_V比的影响。这为UCD的形成提供了证据，它要么是由不同于标准IMF的IMF形成的，要么是含有暗物质。我们强调，从星团到大质量椭圆星系，几乎所有有压力支持的恒星系统的M/L_V比都小于10 M_sun/L_sun，只有dSph卫星星系的M/L_V比大于100 M_sun/L_sun，并由此形成例外系统。
2008-04-01 astro-ph
Stellar and Dynamical Masses of Ellipticals in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用从斯隆数字巡天中挑选的29，469个椭圆星系样本研究椭圆星系的暗物质质量分数随光度、恒星质量和大小的变化。我们将椭圆星系模拟为嵌入在膨胀压缩的暗物质晕中的恒星赫恩奎斯特轮廓。这个模型允许我们从光谱的速度色散估计半光半径处的动力学质量（$M_{dynm}$），并将其与Kauffmann等人（2003）的恒星质量估计（$M_{*}$）进行比较。我们发现$M_{*}/L$与光度无关，而$M_{dynm}/L$随光度增加，这意味着暗物质分数随光度增加。我们还观察到，在一个固定的光度或恒星质量，暗物质的分数增加与星系的大小增加，或等效地，增加与降低表面亮度：高表面亮度星系显示几乎没有证据的暗物质，而在低表面亮度星系，暗物质超过恒星质量的半光半径。我们将其与椭圆星系的基本面联系起来，表明简单维里预测的这个平面的倾斜是由于星系中的暗物质。我们发现，一个简单的模型，星系嵌入在暗物质晕，并有一个恒星形成效率独立于其表面亮度解释了这些趋势。我们估计椭圆星系的维里质量大约是恒星质量的7-30倍，下限表明几乎所有维里半径内的气体都转化为恒星。
2003-07-03 astro-ph
Linear Response, Dynamical Friction and the Fluctuation-Dissipation Theorem in Stellar Dynamics
我们应用线性响应理论的一般，非均匀的，固定的恒星系统，特别强调耗散过程类似于朗道阻尼。仅假设响应是因果关系，我们表明，由外部扰动所做的不可逆的工作所描述的线性响应算子的反厄米部分，和集体模式的阻尼所描述的反厄米部分相关的极化算子。我们推导出一个精确的形式表达式的响应算子，这是一个众所周知的结果在量子统计物理的经典模拟。当响应的自引力可以忽略不计，并且整体平均引力势是可积的时，模式能量、阻尼率和极化算子的表达式简化为从作用角变量的微扰理论导出的众所周知的公式。在这种近似下，耗散仅通过与恒星轨道或集体模式的共振相互作用发生。对于处于热平衡的恒星系统，响应算符的反厄米部分与涨落的关联函数直接相关。因此，系统的耗散性质完全取决于密度涨落的谱--涨落耗散定理。特别是，我们表示的动力学摩擦系数的轨道上的测试粒子的波动谱，这减少到已知的Maxwellian速度分布的无限均匀系统的限制性情况下的Prasrasekhar公式。
1997-07-15 astro-ph
Relaxation in stellar systems and the shape and rotation of the inner dark halo
为什么星系棒以高的模式速度旋转，当动力学摩擦应该迅速耦合酒吧的大规模，缓慢旋转的黑暗晕？这个长期存在的悖论可能会解决，考虑星系盘和暗晕结构之间的动力学相互作用。小尺度晕结构与盘之间的动力摩擦使内部晕旋转并旋转，从而淬灭晕对棒施加的动力摩擦;与此同时，晕加热并增厚盘，可能形成快速旋转的凸起。所需的晕结构的两个可能的候选者是大质量的黑洞和中断的前体晕潮汐流光。更一般地说，来自相位包裹不均匀性的引力散射代表了恒星系统中一种新的弛豫过程，介于剧烈弛豫和两体弛豫之间，它可以使分布函数在两体弛豫无效的半径处各向同性。
1998-12-08 astro-ph
Dynamical Interactions of Planetary Systems in Dense Stellar Environments
我们研究星-行星双星与其他单星的动力学相互作用。我们推导出所有可能的结果的分析截面，并确认它们与数值散射实验。我们发现，一个宽的质量比在二进制参数空间中引入了一个区域，这是无法访问的可比质量系统，其中的动力学相互作用的性质是从根本上不同于传统上被认为是在文献中的二进制散射。我们研究的行星系统，从散射相互作用的参数空间的所有区域的属性，特别注意的“硬-软”边界的位置。参数空间的结构比“硬-软”边界位置的简单陈述所暗示的要丰富得多。我们认为我们的研究结果的影响，计算特征寿命的行星系统在稠密的恒星环境中，并将结果应用到以前的分析研究，以及过去和未来的观测。认识到球状星团M4中的PSR B1620-26系统位于参数空间的“新”区域，我们进行了详细的分析，量化了形成我们今天看到的系统的不同场景的可能性。
2005-11-23 astro-ph
The evolution of two stellar populations in globular clusters I. The dynamical mixing timescale
我们研究了球状星团中两个不同的低质量恒星恒星星族的长期动力学演化，以研究能量均分过程是否可以解释球状星团中大量恒星的丰度异常。我们分析N-体模型，人为地将低质量恒星（m<0.9 Msun）分为两个群体：少数恒星（第二代）符合不变的IMF和低比能量最初集中在星团中心的模拟恒星丰度异常。这些恒星形成于快速旋转的大质量恒星的慢风。低质量（第一代）恒星的主要部分具有星团的原始组成。我们详细研究了这两个群体如何演变的影响下的两体elaxation和潮汐力，由于主机galaxy.Stars的比能量低，最初集中向集群中心需要约两个弛豫时间，以实现一个完整的均匀化整个集群。对于现实的球状星团，由于外围第一代恒星的优先蒸发，两个种群之间的数量比只增加了2.5倍。我们还发现，恒星轨道角动量的信息丢失发生在相同的时间尺度上的空间均匀化。
2008-11-24 astro-ph
Dynamical evolution of rotating stellar systems: I pre-collapse, equal mass systems
通过求解（E，Jz）空间中的轨道平均Fokker-Planck方程，研究了转动对碰撞恒星系统动力学演化的影响。我们发现，大量的初始旋转驱动系统进入一个阶段的强烈的质量损失，而它是适度的收缩。虽然角动量向外传输，但核心的旋转速度比以前更快。与此同时，核心正在加热。考虑到这些特征，这个相位可以与Hachisu（1979）发现的重力陀螺仪“灾难”联系起来。中心角动量的增加在大约2-3个初始半质量弛豫时间后趋于平稳，表明这一“灾难”的来源已经耗尽。最后，中心角速度再次增加，但中心密度的功率相当小-与自相似收缩朝向坍缩期间的中心速度色散的功率相同。旋转曲线平坦，椭圆度变化随时间减小，但它们的形状非常相似。这些结果表明，存在一个自相似的解决方案，以及旋转集群。旋转速度和椭圆率的最大值出现在大约半质量半径处。
1997-04-29 astro-ph
Dynamical Masses of Young Star Clusters: Constraints on the Stellar IMF and Star-Formation Efficiency
最近的许多工作都试图限制恒星的初始质量函数（IMF）内的大质量集群的动力学质量估计测量光比较。这些研究得出了不同的结论，其中一些声称标准的Kroupa型IMF，而另一些则声称极端的非标准IMF。然而，结果似乎与聚类的年龄相关，因为较老的聚类（> 8000万年）似乎都很适合Kroupa型IMF，而较年轻的聚类在其最佳拟合IMF中显示出显着的分散。在这里，我们表明，这可能是由于这样一个事实，即年轻的集群是维里平衡，因此不能用于此类研究。因此，只有较老的集群才适合货币基金组织的研究。仅使用这些集群，我们发现IMF没有显着变化。最年轻的星团可以用来限制星团内的恒星形成效率（SFE）。我们发现，SFE在20和60%之间变化，我们得出结论，大约60%的年轻集群是未绑定的，将无法生存超过几十万年（即“婴儿死亡率”）。
2006-04-21 astro-ph
Stellar and dynamical evolution within triple systems
大约5-15%的恒星系统至少是三倍。大约有1%的系统具有一个基本的$\tgs 1 \Mscun$是三重的{ \it longer}周期小于30年，因此原则上可以在不同的时间在内部和外部轨道上都有罗氏瓣溢出。我们讨论了这些系统可能的进化路径，其中一些可能导致对象是难以理解的纯二元进化的背景下。一个例子是OW Gem，一个包含两颗超巨星（光谱类型F和G）的双星，质量相差1.5倍。还有一个三星路径，可以相当自然地导致低质量的X射线双星;而双星路径往往显得相当人为。本文还讨论了三体问题中涉及的一些动力学过程。在星团中发现了许多三星。类似的系统可以在银河系星团的N体模拟中通过引力捕获来创建，特别是如果有一个n假设的原始双星种群。我们讨论这些三元组的属性，并注意到许多可以是相当长的寿命。
1995-10-20 astro-ph
The Black Hole Mass of NGC 4151: Comparison of Reverberation Mapping and Stellar Dynamical Measurements
我们提出了一个恒星动力学估计的黑洞（BH）的质量在塞弗特1星系，NGC 4151。我们分析了地基光谱以及从地面和空间的成像数据，我们构建3积分轴对称模型，以约束BH质量和质光比。动力学模型依赖于假设的恒星核球运动对称轴的倾角。在假定从侧面观察球丘的情况下，运动学数据仅给出了黑洞质量的上限~ 4 e7 M_sun（1 σ）。如果假设凸起运动轴与大尺度星系盘的对称轴具有相同的倾角（即，23度），获得了4- 5e 7 M_sun之间的最佳拟合动力学质量。然而，由于假设凸起是倾斜的（由chi ^2表面的噪声及其最小值决定）时拟合质量很差，而且由于我们缺乏能清楚地分辨BH影响球的光谱数据，我们认为我们的测量只是对BH动力学质量的初步估计。有了这个初步的结果，NGC 4151现在是其中BH质量被两个独立的技术限制的小样本星系之一，我们发现的两个隆起倾角的质量值与Bentz等人最近发表的混响映射估计值（4.57[+0.57/-0.47 e7 M_sun]）相当一致。
2007-08-09 astro-ph
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
Three-dimensional simulations of stellar core collapse in full general relativity: Nonaxisymmetric dynamical instabilities
我们在三维空间中对旋转恒星核坍缩进行了完全的广义相对论模拟。参数状态方程采用以下Dimmelmeier等人。崩溃的早期阶段，其次是轴对称代码。当恒星的核心变得足够紧凑，我们开始一个三维模拟添加棒模式非轴对称密度扰动。在轴对称模拟中，阐明了$β\equiv T/W$在恒星坍缩过程中达到的最大值敏感地依赖于初始核的速度剖面和总质量以及状态方程。研究还发现，对于所有具有高差旋度的模型，在中子星形成后，都会围绕自转轴形成漏斗结构。对于$β$的最大值大于$\sim 0.27$的选定模型，执行三维模拟。当满足下列条件时，杆模动力学不稳定性发生：（i）原始体应当以$0.01 \alt β\alt 0.02$的初始值快速旋转，（ii）初始条件的差动旋转度应当足够高，以及（iii）在崩溃的早期阶段中的压力的消耗因子应该足够大以引起显著的收缩，对于该收缩可以实现有效的起转。由于杆模动力学不稳定性的出现，引力波的振幅可以比轴对称坍缩中的振幅大$\sim 10$倍。结果发现，与$m=1$模式的动力学不稳定性也诱导，但扰动并没有显着增长，因此，它并不有助于一个突出的放大引力波。
2005-01-11 astro-ph gr-qc
