The Dense Gas Mass Fraction and the Relationship to Star Formation in M51
本文介绍了用50米大毫米波望远镜和SEQUOIA焦平面阵列对NGC 5194（M51）的12 COJ =1-0和HCNJ =1-0辐射的观测结果。使用HCN的CO比，我们研究了星系内的一系列环境条件下的致密气体的质量分数。在盘内，致密气体的质量分数沿螺旋臂变化，但在所有的螺旋臂的平均值是可比的臂间区域的平均值。我们认为，近恒定的致密气体质量分数在整个磁盘产生的人口密度分层，自引力分子云和所需的密度阈值，以检测每个谱线。在中央隆起区，由于恒星和气体组分的重量，测量到的致密气体含量随有效压力P_e的增加而显著增加。这种压力的分子云人口的动力学状态，并可能，HCN发射区，在中央隆起的自引力扩散配置，其中P_e是大于单个云的引力能量密度。扩散的分子云在中央隆起中占分子气体质量的很大一部分，这可以解释恒星形成率与分子和致密气体的表面密度之间的测量亚线性关系。
2022-04-20 astro-ph.GA
The Dense Gas Mass Fraction of Molecular Clouds in the Milky Way
利用FCRAO银道面巡天和Bolocam银道面巡天（BGPS）1.1mm尘埃连续辐射的~（13）CO数据，研究了银河系巨分子云（GMC）中致密气体的质量分数。从BGPS星表中选取了860个致密尘埃源的样本，并与344个扩展（> 3 '）~（13）CO J=1-0发射云进行了动力学联系。表中列出了整个尘埃源和尘埃源内部质量表面密度大于200 M_solar/pc ^2的子区域的气体质量，这些子区域被认为是体积密度增强的区域。假设光学薄13 CO J=1-0发射和LTE条件，计算母体GMC的质量。尘埃源质量与宿主GMC质量的平均分数为0.11（-0.06，+0.12）。高柱密度子区域占云质量的0.07（-0.05，+0.13）。由于我们的假设，这些值是真实质量分数的上限。稠密气体的质量分数与GMC质量和气体表面密度无关。低密度气体质量分数表明，在GMC内形成致密结构是恒星形成的主要瓶颈。研究了稠密气体和低密度物质沿视线方向的速度差分布。我们发现一个强大的，集中峰值分布为中心的零速度位移。这种速度差的分布是用朝向稠密气体位置的径向收敛流来建模的，所述稠密气体位置相对于观察到的视线随机定向。这些模型将各种流态的入流速度限制在2-4 km/s。
2013-12-02 astro-ph.GA
Multiparticle collision simulations of dense stellar systems and plasmas
我们总结了一系列的碰撞动力学在稠密的恒星系统，如球状星团（GC）和弱碰撞等离子体中使用一种新的模拟技术，所谓的多粒子碰撞（MPC）方法，替代福克-普朗克和蒙特卡罗方法的数值实验。MPC与用于计算自洽长程场的粒子-网格方法有关，确保模拟时间与$N\log N$在粒子数量上成比例，而不是与直接$N$ -体的$N^2$成比例。碰撞弛豫效应是通过基于碰撞算子方法计算粒子相互作用来建模的，该碰撞算子方法确保严格的能量能量守恒和动量，并且仅取决于粒子速度和基于细胞的积分量。
2022-02-11 astro-ph.GA
Supermassive stars with embedded stellar black hole cores: dense assembling star clusters as faint multiple Little Red Dot systems
University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology, Cambridge (KICC), University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）
研究通过模拟高密度星团中恒星碰撞，探讨超大质量恒星和潜在中间质量黑洞的形成，指出嵌套黑洞可能成为引力波源。
2026-10-30 astro-ph.GA
Extremely Dense Gas around Little Red Dots and High-redshift Active Galactic Nuclei: A Non-stellar Origin of the Balmer Break and Absorption Features
本文提出高红移活动星系核和小红点中的巴尔末跳变及吸收特征可由核区极密中性气体而非恒星成分产生，并指出蓝移吸收暗示存在超爱丁顿致密外流。
2025-02-05 astro-ph.GA
A study of stellar orbit fractions: simulated IllustrisTNG galaxies compared to CALIFA observations
受最近发现的运动学“哈勃序列”的启发，260个CALIFA星系的恒星轨道圆度分布显示，我们利用一个可比的星系样本在z = 0与恒星质量范围从5E 9到5E 11太阳质量，从IllustrisTNG模拟中选出的恒星，并研究它们的恒星轨道组成与其他一些基本星系性质的关系。我们发现，TNG 100模拟广泛地再现了观测到的不同轨道分量的分数及其对恒星质量的依赖性。特别是，运动学温暖和热的轨道的光度分数的平均质量的依赖关系，以及复制模型的不确定性内观察到的星系。模拟还在很大程度上再现了在1- 2 E10太阳质量的恒星质量下观察到的峰值和谷值特征，分别在冷轨道和热轨道分数的平均分布中，表明在超过这样的质量范围的更多和更少质量的星系中，更冷的轨道和更热的轨道。在模拟和观测之间可以看到几个微小的分歧：模拟星系中低于（高于）6 E10太阳质量恒星质量的（反向旋转）部分系统地高于观测数据< 10%（绝对轨道分数）;在任何给定的星系质量下，模拟似乎也会产生冷轨道部分的更多散射，而非冷轨道部分的散射较少。可能的原因，从所采用的加热机制进行了讨论。
2019-05-27 astro-ph.GA
The MALATANG Survey: Dense Gas and Star Formation from High Transition HCN and HCO+ maps of NGC253
为了研究NGC 253内$\sim$ 2 kpc环核区的高跃迁稠密气体示踪物及其与恒星形成的关系，我们给出了用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）获得的HCN $J=4-3$和HCO $^+ J=4-3$图.利用空间分辨数据，我们计算了不同示踪剂的浓度指数$r_{90}/r_{50}$。HCN和HCO $^+$ 4-3的发射特征倾向于集中在中心，这与CO 1-0和恒星成分的较浅分布相反。密度气体分数（$f_\text{dense}$，由HCN/CO和HCO的速度积分强度比追踪$^+$ /CO）和比率$R_\text{31}$（CO 3-2/1-0）随着银河中心距离的增大而减小，但随着SFR表面密度的增大而增大。$f_\text{dense}$和$R_\text{31}$的径向变化和大的散射意味着银盘不同区域的物理条件不同。探讨了$f_\text{dense}$与$Σ_\text{stellar}$、SFE $_\text{dense}$与$Σ_\text{stellar}$的关系。在这个星系中，SFE $_\text{dense}$随着$Σ_\text{stellar}$的增加而增加，这与以前使用HCN 1-0数据的工作不一致。这意味着现有的恒星成分可能对高PDMATHAMV HCN和HCO PDMATHAMQ的影响与它们的低PDMATHAMV发射不同。我们还发现，超临界流体…
2020-03-14 astro-ph.GA
The close pair fraction of BCGs since $z=0.5$: major mergers dominate recent BCG stellar mass growth
利用基于Sloan数字巡天（SDSS）测光的redMaper星系团星表，研究了$0.08 \leq z \leq 0.50$之间最亮星系团（BCGs）的主要合并在恒星质量积累中的重要性.我们使用SDSS光谱，辅以光谱观测从南部非洲大望远镜在较高的红移，以确定哪些BCGs和附近的同伴是潜在的主要合并候选人。我们使用的对分数作为合并分数的代理，以确定有多少恒星质量增长的BCGs经历了由于重大合并。我们观察到一个微弱的趋势，BCG对分数随着红移的减少而增加，这表明，主要的合并可能会变得更加重要，对今天。主要的合并被发现，平均而言，$24 \pm 14 $ $(29 \pm 17)$ %对恒星质量的一个目前的BCG自$z=0.32$（0.45），假设一半的同伴的恒星质量是吸积到BCG。此外，使用我们的合并结果结合预测，从最近的两个半分析模型，以及从文献中的观测测量，我们发现，主要的合并有足够的恒星材料来解释恒星质量增长之间的簇内光$z=0.3$和$z=0$。
2017-01-31 astro-ph.GA
H$_2$ ortho-to-para conversion on grains: A route to fast deuterium fractionation in dense cloud cores?
氘分馏，即氘代物种相对于非氘代物种的增强，被认为是恒星形成区的可靠化学钟。该过程受到邻位与对位（o-p）H $_2$比率的强烈影响。在这封信中，我们探讨的效果o-p H $_2$转换上的颗粒上的氘化时间尺度在完全耗尽的致密的核心，包括最相关的不确定性，影响这个复杂的过程。我们表明，（i）o-p H $_2$转换对晶粒的转换时间和粘附系数的不确定性并没有强烈的影响，（ii）该过程是由温度和邻位-H $_2$在表面上的停留时间，即由结合能控制。我们发现，结合能在330-550 K之间，取决于温度，颗粒上的o-p H $_2$转换可以缩短氘分馏时间尺度的数量级，打开一个新的途径来解释观察到的大氘馏分$D_\mathrm{frac}$在致密的分子云核心。我们的研究结果表明，恒星形成的时间尺度，估计通过时间尺度达到观察到的氘分率，可能比以前提出的要短。然而，需要更准确的结合能测量，以更好地评估这一过程的整体作用。
2017-10-23 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Evidence for enriched accretion onto satellite galaxies in dense environments
我们调查的环境依赖性的本地气相金属丰度的样本中的恒星形成星系的MANGA调查。恒星质量在$9<\log(M_{*}/M_{\odot})<10$范围内的卫星星系的金属丰度比类似恒星质量的中心星系高$\sim 0.05 \, \mathrm{dex}$。在低质量的卫星人口，我们发现，星际介质（ISM）的金属丰度最强烈地依赖于恒星质量的星系是中央的晕，虽然没有明显的差异，在金属丰度梯度。在固定的恒星总质量，卫星的高质量（$M_{*}>10^{10.5} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心是$\sim 0.1 \, \mathrm{dex}$更丰富的金属比卫星的低质量（$M_{*} < 10^{10} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心，控制当地的恒星质量表面密度和气体分数。拟合气体调节器模型的spectrometer数据，我们能够占当地的气体分数，恒星质量表面密度和当地的逃逸速度依赖的外流的变化。我们发现，金属丰度差异的最好解释是不同环境之间的吸积气体的平均金属丰度的变化，这取决于每个晕中的主导星系的恒星质量。这被解释为最近模拟预测的稠密环境中星系之间交换富集气体的证据。
2019-09-10 astro-ph.GA
The influence of dense gas rings on the dynamics of a stellar disk in the Galactic center
银河系中心拥有数百颗早期型恒星，其中约20%位于所谓的顺时针圆盘中，而其余80%不属于任何圆盘。环核环（CNR）是一个围绕半径为1.5 pc的超大质量黑洞（SMBH）运行的分子气体环，它被认为可以在最内层的秒差距内引起恒星轨道的进动和Kozai-Lidov振荡。本文利用直接N体和光滑粒子流体动力学方法研究了气环对一个近开普勒恒星盘的扰动。我们模拟了通过分子气体云的坠落和破裂形成的气体环，采用不同的倾斜度之间的坠落气体云和恒星盘。我们发现，CNR环是没有效率的影响恒星盘的时间尺度为3万年。相比之下，在最里面的0.5秒差距的气体环诱导进动的经度的升交点欧米茄，显着影响恒星盘倾角。此外，两体弛豫和欧米茄岁差的综合效应驱动恒星盘解体，使恒星从盘中移位。岁差对恒星轨道的影响在恒星盘和内部气体环几乎共面时更强。我们推测，内腔中的温暖气体可能在顺时针盘的演化中发挥了重要作用。
2015-12-08 astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent gas: I. Automated exploitation of massive astrochemical model grids
电离分数在中性星际介质的物理和化学中起着关键作用，从控制气体与磁场的耦合到允许驱动星际化学的快速离子-中性反应。大多数对电离分数的估计都依赖于氘代物质，如DCO+，其检测仅限于致密的核心，代表了它们所处的巨大分子云体积的极小部分。随着大视场高光谱图的出现，可能会发现新的示踪剂。我们基于天体化学模型网格搜索电离分数的最佳可观测示踪剂。我们建立模型网格，随机采样大量的物理条件（不可观测的量，如气体密度，温度等）。并计算相应的观测值（线强度，柱密度）和电离分数。我们通过训练随机森林模型来估计每个潜在示踪剂的预测能力，以根据这些模型网格预测该示踪剂的电离分数。在半透明介质和冷重介质条件下，发现了几种对电离分数具有很好预测能力的可观测示踪剂，发现冷重介质条件下的几种示踪剂比传统的DCO+/HCO+比值更好，适用范围更广。我们还提供了更简单的分析拟合估计电离分数从最好的示踪剂，并估计相关的不确定性。我们讨论了本研究的局限性，并选择了一些推荐的示踪剂在这两种类型的条件。这里介绍的方法是非常通用的，可以应用于任何其他感兴趣的量（宇宙线通量，元素丰度等）的测量。从任何类型的模型（PDR模型，时间依赖的化学模型等）。（节略）
2020-07-27 astro-ph.GA
Stellar halos from The Dragonfly Edge-on Galaxies Survey
我们介绍了蜻蜓边缘星系巡天（DEGS）的主要结果，该巡天利用蜻蜓长焦阵列对附近12个（$d < 25$ Mpc）边缘盘星系的恒星晕进行了探索。这些星系的边缘朝向使得它们的恒星晕可以被更亮的盘光以最小的遮蔽或混淆来探索。样本中的镓离子跨越了从$10^{9.68} - 10^{10.88} M_\odot$到恒星质量的范围。我们证实，广泛的恒星晕质量分数以前看到的银河系质量的星系中也发现质量较小的螺旋星系。恒星晕质量分数的分散性很大，但我们确实发现，恒星晕质量分数和恒星总质量之间存在显着的正相关关系时，前者被测量超过五个半质量半径。合理良好的协议被发现与宇宙流体动力学模拟的预测，虽然观察到的恒星晕分数似乎比这些模拟预期的要低一些。
2022-04-13 astro-ph.GA
Nitrogen fractionation towards a pre-stellar core traces isotope-selective photodissociation
同位素丰度比对于理解天体的演化以及最终理解像我们这样的行星系统的起源非常重要。氮是前生物物质的基本成分，了解它的化学和遗传对于了解生命的构建单元的形成至关重要。本文介绍了用IRAM 30 m望远镜对HCN、HNC和CN的$^{13}$ C和$^{15}$ N同位素基态转动跃迁的单碟观测。我们分析了它们的柱密度并计算了HCN的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值图。CN和HNC的$^{15}$ N-分馏是针对L1544上的不同偏移量计算的。HCN的$^{15}$ N-分馏图显示，在L1544的南部边缘，$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值明显降低，在那里碳链分子呈现出一个峰值，这强烈表明同位素选择性光解离对氮在星前核的分馏有很强的影响。CN中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值在岩芯的四个位置测量，也显示出向岩芯东南方向的降低，而HNC显示出相反的行为。前恒星核心L1544的不均匀照明提供了明确的证据，表明HCN和CN的$^{15}$ N分馏朝着更暴露于星际辐射场的区域增强。N-$_2$的同位素选择性光解离是理解$^{15}$ N分馏的关键过程，正如在原行星盘中已经发现的那样。因此，预计星前物质中的$^{15}$ N分馏会根据星前核所处的环境而变化。$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN比值在整个岩芯中也有变化，但其变化不影响我们关于环境对氮分馏作用的…
2022-07-13 astro-ph.GA
Dense cores in galaxies out to z=2.5 in SDSS, UltraVISTA, and the five 3D-HST/CANDELS fields
大质量星系的致密内部是宇宙中最有趣的环境之一。在本文中，我们问这些致密的核心是何时形成的，并确定星系如何逐渐聚集在它们周围。我们选择了恒星质量> 3 × 10^10 Msun的星系，这些星系在r=1 kpc到z=2.5的范围内，使用3D-HST巡天和低红移的数据。值得注意的是，从z=2.5到现在，具有致密核心的星系的数量密度似乎已经下降。这种减少可能主要是由于恒星质量损失和由此产生的绝热膨胀，合并也有一定的贡献。我们推断，致密的核心大多形成于z>2.5时，这与它们大部分处于静止状态的恒星星族相一致。虽然核心似乎形成得很早，但它们所在的星系显示出强烈的演化：它们的总质量从z=2.5到z=0增加了2-3倍，有效半径增加了5-6倍。因此，致密核心对星系总质量的贡献从z=2.5时的约50%减少到z=0时的约15%。由于它们的早期形成，致密核心对宇宙总恒星质量预算的贡献是红移的强函数。核心中M_1kpc>3x10^10 Msun的恒星占今天宇宙恒星质量密度的0.1%，但在z~2处占10%-20%，这取决于它们的IMF。这些核心的形成需要约10^11兆太阳的气体在约1千秒差距内转化为恒星，同时阻止更大半径的恒星形成。
2014-07-19 astro-ph.GA
ALMA discovery of a dual dense probably rotating outflow from a massive young stellar object G18.88MME
我们报告了在一个巨大的年轻恒星（MYSO）G18.88 MME（恒星质量$\sim$ 8 M $_{\odot}$）中发现了一个非常密集的喷流状快速分子外流，它被广角风包围，为一个扩展的绿色天体G18.89 $-$ 0.47提供动力。在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3 mm连续图（分辨率$\sim$ 0. $"$ 8）朝向G18.88 MME，并且在ALMA图中检测到的发射结构（范围$\sim$ 0.3 pc $\times$ 0.2 pc）的中心处可见。G18.88 MME嵌入在核心MM 1（质量为$\sim$ 13-18 M $_{\odot}$）中，其中没有检测到无线电连续发射。在SiO（5-4），HC $_{3}$ N（24-23）和$^{13}$ CO（2-1）谱线上研究了以MM 1为中心的分子外流。在流出液中检测到HC $_{3}$ N在MYSO中是罕见的，表明其密度非常高。位置-速度图显示了一个快速狭窄的流出（范围$\sim$ 28000 AU）和一个缓慢的广角更广泛的流出朝向MM 1，这两个组件显示了一个横向速度梯度指示可能的旋转。所有这些观测到的特征共同使G18.88MME成为研究MYSO中分子流出的喷气驱动和风驱动情景的统一的独特对象。
2021-06-17 astro-ph.GA
Efficient black hole seed formation in low metallicity and dense stellar clusters with implications for JWST sources
University of Heidelberg（海德堡大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Universidad de Chile（智利大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究在低金属丰度和致密恒星团中高效形成黑洞种子，通过碰撞形成大质量恒星并最终形成黑洞种子，提出黑洞质量与质量的标度关系。
2025-08-19 astro-ph.GA
Effect of mass loss due to stellar winds on the formation of supermassive black hole seeds in dense nuclear star clusters
在$z\gtrsim 6$对高红移类星体的观测显示，质量为$\sim 10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量黑洞（SMBH）已经在大爆炸后的第一个$\sim$ Gyr中就位。质量为$10^{3-5}\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量恒星（SMS）是这些观测到的SMBH的潜在种子。一个可能的形成通道，这些SMSs的气体吸积和失控的恒星碰撞的相互作用，在密集的核星团（NSC）。然而，由于恒星风造成的质量损失可能是形成SMS的重要限制，并影响最终质量。在本文中，我们研究的质量损失驱动的恒星风的形成和发展的SMSs在致密的NSC使用理想化的N体模拟的效果。考虑到不同的吸积方案，我们研究了质量损失率的影响，在很宽的范围内的金属丰度$Z_\ast=[.001-1]\mathrm{Z_{\odot}}$和爱丁顿因子$f_{\rm Edd}=L_\ast/L_{\mathrm{Edd}}=0.5,0.7,\,\&\, 0.9$。由于$10^{-4}\,\mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$的高吸积速率，即使在高金属丰度环境中也可以形成质量为$\gtrsim 10^3\MSun$的SMS。对于较低的吸积率$10^{-5}\,\mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$，除了$Z_\ast=\mathrm{Z_{\odot}}$和$f_{\…
2021-05-07 astro-ph.GA
Second generation stellar disks in Dense Star Clusters and cluster ellipticities
球状星团（GC）和核星团（NSC）通常由几个恒星星族组成，具有不同的化学组成特征。不同的人群显示不同的年龄在神经干细胞，但不一定在GC。在我们的银河系和M31中观察到，神经干细胞中最年轻的群体似乎居住在盘状结构中。在GC中形成第二代（SG）恒星之后的气体流入可能类似地在星团核中形成盘状结构。在这里，我们探索这种可能性，并遵循长期演化的恒星盘嵌入GC，并研究其对集群的演化的影响。我们通过详细的N体模拟研究了不同质量的盘，并探索了它们在GC结构上的形态学和运动学特征。我们发现，作为第二代磁盘松弛，旧的，第一代，恒星星族的人口膨胀，变得更加径向各向异性，使GC结构变得更加椭圆。第二代恒星星族的特征是速度色散较低，自转速度较高，与原始老恒星族相比。这些运动签名的强度取决于系统的弛豫时间和第二代磁盘的分数质量。因此，我们得出结论：在扁平构型中形成的SG布居将导致两个系统趋势：（1）GC椭圆率与SG布居分数正相关;（2）GC弛豫时间与椭圆率正相关。因此，GC的椭圆度和旋转可能与SG星的形成和它们的初始配置有关。
2016-03-22 astro-ph.GA
A Mapping Survey of Dense Clumps Associated with Embedded Clusters II : Can Clump-Clump Collisions Induce Stellar Clusters?
本文报道了利用Nobeyama 45 m望远镜对嵌入星系团进行的H13 CO+（1-0）调查观测结果，这是对我们以前用稠密气体示踪剂进行的C18 O调查的后续研究。我们的目标是解决集群形成团块的演变。我们在C_（18）O中观测到了14个团簇，它们的距离为0.3-2.1kpc，在H_（13）CO ~+中的分辨率为27 ″。我们探测到了H13 CO+谱线发射中的13个团簇，并获得了这些团簇的物理参数，它们的半径为0.24- 0.75 pc，质量为100- 1400 Msun，速度宽度为1.5- 4.0 km ^-1（半高宽）。在20 K时，平均密度为3.9 × 10^4 cm ^-3，等效金斯长度为0.13 pc。根据H13 CO+团簇与团簇的相对位置，将H13 CO+团簇分为A、B、C三类。我们的分类代表了星团形成团块的演化趋势，因为致密的团块有望转化为恒星成分，或被恒星活动分散。我们发现了一个类似的，但更清晰的趋势比我们以前的结果派生的恒星形成效率增加从A型到C的H13 CO+数据，并为致密的气体区域内的团块跟踪H13 CO+的物理演化的团块集群系统是敏感的。此外，我们发现13个H13 CO+团簇中有4个团簇的中心部分具有明显的速度梯度，我们将其命名为DVSO（Distinct Velocity Structure Objects）。假设速度梯度代表团簇的刚性旋转，我们计算了H13…
2010-06-30 astro-ph.GA
Parametrizing the Stellar Haloes of Galaxies
通过对来自SDSS DR 9的45508个星系的$0.06\,\le\,z\,\le\,0.1$和$10^{10.0} M_{\odot} < M_{*} < 10^{11.4} M_{\odot}$ r波段图像进行叠加，研究了70-100 kpc范围内星系的恒星晕与恒星质量和星系类型的关系。我们推导出表面亮度分布的深度几乎为$μ_r \sim 32 \,\mathrm{mag\,arcsec}^{-2}$。我们发现，恒星晕的椭圆率是星系恒星质量的函数，高浓度（$C > 2.6$）星系的晕比低浓度（$C < 2.6$）星系的更椭圆。高浓度星系的$g$ - $r$色廓线表明，恒星晕中恒星群体的$g$ - $r$色比主星系中的偏蓝，而质量较大的星系的恒星晕颜色偏红。我们进一步证明，我们的星系堆的完整的二维表面强度分布只能通过多分量Sérsic模型拟合。使用模型的外部组件中的光的分数作为吸积恒星光的分数的代理，我们表明，这部分是恒星质量和星系类型的函数。对于高浓度的星系，吸积恒星光的比例从$30\%$上升到$70\%$的恒星质量范围从$10^{10.0} M_{\odot}$到$10^{11.4} M_{\odot}$的星系。在低浓度系统中，吸积光的比例要小得多，在相同的质量范围内，从$2\%$增加到$25\%$。这项工作为从理论上理解星系星晕的形成提供了重要的约束条件。
2014-04-08 astro-ph.GA
GPU-Enabled Particle-Particle Particle-Tree Scheme for Simulating Dense Stellar Cluster System
我们描述的${\rm P^3T}$（粒子树）计划模拟致密恒星系统的实现和性能。在${\rm P^3T}$中，粒子所受的力被分为短程和长程贡献。短程力的计算采用直接求和法，并采用块时间步长的四阶Hermite预估校正法进行积分。对于远程力，我们使用Barnes-Hut树代码和蛙跳积分器的组合。我们的模拟环境的树的一部分是加速使用图形处理单元（GPU），而直接求和是在主机CPU上进行。我们的代码提供了优良的性能和精度的星团模拟大量的粒子，即使当星团的核心尺寸很小。
2015-06-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
The SAMI -- Fornax Dwarfs Survey II: The Stellar Mass Fundamental Plane and the Dark Matter fraction of Dwarf Galaxies
利用SAMI积分场摄谱仪的观测资料，研究了天炉座星系团中38个矮星系的运动学标度关系。我们专注于基本面（FP），定义的对象的物理特性（尺度长度，表面亮度和速度色散）和恒星质量（基本）平面，其中表面亮度被恒星质量取代，并调查他们的动态恒星质量比。我们证实了早期的结果，天炉座dEs是显着抵消以上的FP定义的大规模，热恒星系统。对于恒星质量（基本）平面，它显示出低得多的散射，我们发现年轻和年老的矮星系位于大约相同的距离平面，都具有可比的散射。我们引入了矮星系从巨早型定义的恒星质量平面的垂直偏差作为其DM分数的稳健估计，并发现最暗的矮星系系统地偏移在平面上方，这意味着它们具有较高的暗物质分数。这一结果得到证实时，估计动力学质量的dEs使用维里质量估计，跟踪发病的暗物质统治低质量恒星系统。我们发现我们星系在恒星质量FP上的位置与本星系群中的星系一致。这似乎意味着决定矮星系在FP上位置的过程以同样的方式取决于环境，无论星系是位于本星系群还是位于天炉座星系团。
2022-09-12 astro-ph.GA
Introducing a new multi-particle collision method for the evolution of dense stellar systems. Crash-test N-body simulations
恒星系统大致分为碰撞和非碰撞。后者是具有长弛豫时间尺度的大N系统，并且可以被模拟而不考虑两体相互作用，而需要计算昂贵的直接N体模拟或近似方案来正确地模拟前者。大型球状星团和核星团的弛豫时间尺度为哈勃时间的量级，小到足以显示一些碰撞行为，大到不可能用直接的$N$体代码和当前的硬件来模拟。介绍了一种模拟碰撞恒星系统的新方法，并通过与直接$N$体程序在小$N$模拟上的比较进行了验证.稠密恒星系统多粒子碰撞程序（MPCDSS）是用多粒子碰撞方法计算恒星系统演化的新程序。这种方法相当于一种随机碰撞规则，它允许在经历碰撞的粒子簇上精确地保存能量和动量。代码复杂度与粒子数量的$N \log N$成比例。与Monte-Carlo代码不同，MPCDSS可以轻松地模拟非对称，非均匀，非松弛和旋转系统，同时允许我们跟踪单个恒星的轨道。我们发展小（$N = 3.2 \times 10^4$）星团与MPCDSS和直接求和代码NBODY 6，找到一个类似的演变的关键指标。然后，我们在$10^4 - 10^6$恒星范围内模拟不同的初始条件。MPCDSS弥补了可以用直接$N$体代码模拟的小型碰撞系统和大型非碰撞系统之间的差距。MPCDSS原则上允许我们模拟球状星团，如欧米茄Cen和M54，甚至核星团，超出了目前的直接N体代码的粒子数量的限制。
2020-11-18 astro-ph.GA
Relationships between the Stellar, Gaseous, and Star Formation Disks in LITTLE THINGS Dwarf Irregular Galaxies: Indirect Evidence for Substantial Fractions of Dark Molecular Gas
恒星，气体和年轻的恒星盘在附近的dIrrs的小东西样本拟合函数搜索参数之间的相关性。我们发现，HI的径向配置文件通常是平坦的中心和下降速度更快的外部区域比V-波段的配置文件，而年轻的恒星更集中的中心，特别是如果HI是更中心平坦。这种模式表明HI正在中心转变为分子，分子云正在形成恒星和FUV。假设分子表面密度与总气体表面密度成1.5或2的幂的比例的模型，类似于Kennicutt-Schmidt关系，再现了可见光与HI标度长度之比与HI Sersic指数之间的关系。分子分数估计为每个星系的半径的函数，通过使用传统的校准转换的FUV的分子表面密度。3R_D内部的平均分子分数为23+/-17%。然而，恒星表面亮度剖面的突变并没有与恒星形成相关的统一示踪物。
2020-11-30 astro-ph.GA
Gas fractions and depletion times in galaxies with different degrees of interaction
我们研究了近1500个邻近星系的样本的原子气体含量和中心恒星质量浓度，以研究恒星爆发的性质和星系-星系相互作用对恒星形成（SF）的影响。我们使用了一个样本的编目相互作用和非相互作用的星系在S $^4$ G调查-随着档案HI气体质量，恒星质量（$M_{\ast}$），和SF率从$IRAS$远红外通量-和计算耗尽时间和气体分数。我们追踪中心恒星质量浓度的内部斜率的恒星旋转曲线的组成部分。星爆被定义为相对于非相互作用星系的控制样本具有因子$>4$增强的SF率的星系，所述非相互作用星系在恒星质量上是$\pm 0.2$ dex，在$T$类型上是$\pm 1$。星爆主要是早期型（$T\lesssim 5$），大质量螺旋星系（$M_{\ast}\gtrsim 10^{10}M_{\odot}$），不一定相互作用。对于一个给定的恒星质量仓，恒星爆发的特点是较低的气体耗尽时间，类似的气体分数，和较大的中央恒星质量浓度比非星爆星系。在相互作用星系和非相互作用星系中，气体分数和气体耗尽时间的全球分布没有统计上的差异。然而，在目前合并的星系的情况下，中值气体耗尽时间是一个因素的$0.4 \pm 0.2$的控制样本星系，和他们的SF率是一个因素的$1.9 \pm 0.5$增强，即使中值气体分数是相似的。在相互作用和非相互作用系统中，星暴在环核区域呈现出持久的SF，导致中心恒星密度在$z\approx0$处的…
2020-04-03 astro-ph.GA
The dense gas mass fraction in the W51 cloud and its protoclusters
我们提出了新的2厘米和6厘米的H2 CO，无线电复合线，并在W51恒星形成复合体的无线电连续光谱图获得阿雷西博和绿岸望远镜在~50”的分辨率。我们使用H2 CO吸收来确定分子和电离气体的相对视线位置。我们使用H2 CO密度计测量气体密度，包括在$10^4$ cm $^{-3}$ < n（H $_2$）< $10^6$ cm $^{-3}$范围内连续测量稠密气体质量分数（DGMF）-这是第一次使用单个数据集在密度范围内测量稠密气体质量分数。W51 A中的DGMF高，f > $n>10^4$ cm $^{-3}$的~70%，而W51 B中的DGMF低，f<20%。我们在整个W51 GMC中没有检测到任何H2 CO排放;所有密度足以在正常条件下排放的气体都在明亮的连续光源前面，因此在吸收中被看到。该数据集已在http://dx.doi.org/10.7910/DVN/26818上公布。结论. (1)W51 A和B云中的致密气体部分表明，W51 A将继续活跃地形成恒星，而恒星形成在W51 B中基本结束。W51 C周围缺乏致密的恒星形成气体，表明收集和塌陷在W51中没有作用或效率低下。(2)正在进行的高质量恒星形成与n ~ 1x 10 $^5$ cm $^{-3}$气体有关。n > 10 $^4$ cm $^{-3}$的气体与中低质量恒星形成的相关性较弱，但与高质量恒星形成的相关性不强。(3…
2015-01-07 astro-ph.GA
Stellar, gas and dark matter content of barred galaxies
我们选择一个样本的星系从斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR 7）的星系被分类，通过目视检查，作为主机强酒吧，弱酒吧或作为unbarred星系，并利用HI质量和运动学信息从阿雷西博遗产快速ALFA（ALSAFA）的调查目录，研究恒星，原子气体和暗物质含量的酒吧盘星系。我们发现，与之前的研究一致，棒分数随着恒星质量的增加而增加。重子总质量也有类似的趋势，尽管这种依赖性不如恒星质量那么强，这是由于气体的贡献。随着气体质量分数的增加，杆分数呈下降趋势。星系中气体丰度与星系中存在棒的可能性之间的这种关系，是由于气体对棒的形成具有抑制作用。我们还发现，对于恒星质量大于10 $^{10} M_{\odot}$的大质量星系，在固定的恒星质量下，棒分数随着全球晕质量（即晕质量测量到HI盘范围的数量级的半径）的增加而减小。
2016-11-21 astro-ph.GA
The Dense Stellar Systems Around Galactic Massive Black Holes
星系的中心区域显示出大质量黑洞和/或致密恒星系统的存在。关于其形成方式的问题仍在争论中。对于螺旋星系和椭圆星系中中心致密恒星系统的形成，一个可能的解释是基于星系中心区域的大质量球状星团由于动力学摩擦引起的动能耗散而产生的轨道衰变。它们的合并导致了一个核星团的形成，就像银河系一样，那里也存在一个巨大的黑洞（Sgr A*）。实际上，高精度的N体模拟（Antonini，Capuzzo-Dolcetta et al. 2012，ApJ，750，111）显示出与银河系核团观测特征的良好拟合，为所引用的“迁移”模型提供了进一步的可靠性，用于在星系内部区域形成致密系统。
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense Molecular Gas: A Sensitive Probe of Stellar Feedback Models
我们发现，在致密的（n>> 1 - 0^4 cm^-3）恒星形成团块中，GMC气体（n>100 cm^-3）的质量分数可以用致密的分子示踪剂（L_HCN/L_CO（1-0））观测到，它是恒星反馈强度和机制的灵敏探针。使用高分辨率的星系尺度模拟与pc尺度分辨率和明确的模型，从辐射压力，光电离加热，恒星风和超新星（SNe）的反馈，我们作出预测的致密分子气体示踪剂作为GMC和星系属性的函数和恒星反馈的效率。在弱/无反馈的模型中，GMC中的大部分质量坍缩成致密的亚单元，预测L_HCN/L_CO（1-0）比比观察到的大一个数量级。相比之下，直接从恒星演化计算中获得反馈特性的模型预测的致密气体示踪剂与观测结果吻合得很好。改变SNe的强度或时间往往会使系统沿着L_HCN-L_CO关系移动，而不是离开该关系（因为SNe加热低密度材料，而不是高密度气体）。然而，改变辐射压力的强度（它在最高密度气体中有效地起作用）对LHCN的影响要比对LCO的影响大得多。我们预测稠密气体的比例（LHCN/LCO（1-0））随着GMC表面密度的增加而增加，这驱动了LHCN/LCO（1 -0）随SFR和光度的变化趋势，这已经被初步观察到。我们的研究结果作出具体的预测，在异常密集的环境，如ULIRGs和星系核（包括银河系中心）的致密气体示踪剂的增强。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
Interplay between Stellar Spirals and the ISM in Galactic Disks
我们提出了一个新的动态图片银河恒星和气体螺旋，流体动力学模拟的基础上，在一个“活”恒星盘。我们特别关注在一个孤立的星系盘没有恒星酒吧的螺旋结构。使用高分辨率，3维N体/SPH模拟，我们发现，星系盘中的气体的螺旋特征是由本质上不同的机制从恒星密度波的星系激波。恒星旋臂和星际物质平均在任何半径的星系势中共转。与星系激波中的流运动不同，星际物质以不规则的运动进入局部势极小。这些气流汇聚在恒星螺旋底部附近形成致密的气体云/细丝，其整体结构类似于晚型螺旋星系中的尘埃带。恒星臂是不稳定的;它们被银河系的剪切力缠绕和拉伸，因此由于分叉或与其他臂合并，臂的局部密度在~ 1亿年的时间尺度上变化。这使得与恒星臂相关的气体螺旋不稳定。稠密气体云的组合最终分解成非环流运动的臂间区域。星团是由冷而致密的气体形成的，其年龄小于3000万年，它们大致与背景恒星旋臂相关，气体旋臂之间没有明显的空间偏移，年轻恒星的分布也不明显。
2011-04-07 astro-ph.GA
High dense gas fraction in intensely star-forming dusty galaxies at high redshift
本文介绍了从{\it Herschel}-ATLAS巡天中选出的两个透镜状高红移恒星爆发中致密分子气体示踪剂HCN、HCO $^+$和HNC的ALMA和VLA探测：{\it H}-ATLAS\，J090740.0 $-$ 004200（SDP.9，$z \sim 1.6$）和{\it H}-ATLAS\，J091043.1 $-$ 000321（SDP.11，$z \sim 1.8$）。ALMA在两个源中都观察到了$J = 3-2$跃迁，而VLA在SDP中观察到了$J = 1-0$跃迁。9.我们已经在SDP. 9和SDP. 11中检测到所有观察到的HCN和HCO $^+$线，以及在SDP. 9中检测到HNC（3 - 2）。这两个星系的放大系数已确定从分角秒分辨率CO和尘埃排放观测NOEMA和SMA进行。SDP.9中的HNC（1--0）/HCN（1--0）线比表明存在光子主导区域，正如大多数局部（U）LIRG所发生的那样。的CO，HCN和HCO $^+$ SLEDs的SDP. 9是兼容的许多本地，红外（IR）明亮的星系中发现的，这表明在本地和高红移尘埃星暴的分子气体可以有类似的激发条件。我们得到了SDP. 9和SDP. 11的总红外光度（$L_{\rm IR}$）和密线光度（$L_{\rm dense}$）与本星系的相关关系可以用一个单一的关系式来表示。分散的$L_{\rm IR} …
2017-01-20 astro-ph.GA
Simulations of Dense Stellar Systems with the AMUSE Software Toolkit
我们描述了AMUSE，天体物理多用途软件环境，一个编程框架，旨在管理多尺度，多物理模拟的层次结构，可扩展的，和内部一致的方式。作为一个单独模块的集合，AMUSE允许不同物理域的计算工具轻松地组合成一个单一的任务。它通过提供语言间工具和代表通用性和计算效率之间平衡的标准编程接口，促进了用不同语言编写的模块的耦合。该框架目前包括恒星动力学、恒星演化、气体动力学和辐射转移等领域。我们提出了一些应用程序的框架和大纲计划，为今后的发展包。
2011-11-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Stellar interactions in dense and sparse star clusters
恒星碰撞可能会影响猎户座星云团（ONC）中原行星盘的演化。然而，在其他集群环境中遭遇战的作用鲜为人知。我们调查的影响，在不同的集群环境中的干扰引起的磁盘质量损失。从一个ONC样的集群，我们改变集群的大小和密度，以确定碰撞时间尺度和磁盘质量损失的相关性。我们使用NBODY 6 ++代码来模拟这些星团的动力学，并分析星盘相遇的影响。我们发现，光盘的质量损失强烈地依赖于集群的密度，但仍然相当不受恒星星族的大小。模拟的基本结果是：i）即使在比ONC稀疏四倍的集群中，相遇的影响仍然很明显。ii）ONC的密度本身就标志着一个阈值：在密度较低和质量较小的星团中，大质量恒星主导着由辐射引起的盘质量损失，而在密度较高和质量较大的星团中，低质量恒星在盘质量去除中起着主要作用。看来在年轻的致密星团的中心区域--恒星形成的常见地点--恒星相遇确实影响了原行星盘的演化。随着星团密度的增加，低质量的恒星会更多地参与到这个过程中。这一发现允许对极端恒星系统的外推：在拱星团的情况下，人们预计恒星相遇会在几十万年内摧毁大多数低质量和高质量恒星的圆盘，而中等质量恒星即使在这些恶劣的环境条件下也能够保留一些现存的圆盘。
2009-11-02 astro-ph.EP astro-ph.GA
A Fokker-Planck Study of Dense Rotating Stellar Clusters
利用二维Fokker-Planck方法模拟了致密恒星系统的动力学演化，目的是为超大质量恒星的形成提供一个模型，这些恒星可以作为类星体中超大质量黑洞的种子天体。这项工作遵循并扩展了早期的1-D研究的球状星团的主序星。2-D的方法允许旋转系统的研究，因为将预期由于宇宙学的潮汐扭矩;其他物理效应包括碰撞合并的恒星和散装恒星酒吧扰动的引力势。大型恒星的300万年主序星寿命提供了模拟时间的上限。研究了两类一般的初始系统：代表星团的Plummer球和模拟银河系椭球体的γ=0球。在初始密度的建模系统，质量分离和失控的恒星碰撞本身是不足以诱导核心崩溃的寿命极限内，如果没有酒吧扰动。然而，核心坍缩并不是形成大质量天体的必要条件：恒星初始质量函数的选择被发现起着至关重要的作用。当使用与致密星团相似的IMF时，模拟结果表明恒星系统通过碰撞合并形成大质量（250 M_ \odot）天体;在几乎所有这样的情况下，恒星棒的存在允许足够的额外角动量向外传输，从而达到核塌缩状态，相应地大质量天体的形成速率进一步增加。相比之下，使用IMF的模拟观察到的场星一般（这是加权更向低质量）没有大质量的对象，并达到核心崩溃的初始模型，代表最高密度的银河球体。
2012-06-25 astro-ph.GA physics.comp-ph
HAYDN -- High-precision AsteroseismologY of DeNse stellar fields (ESA Voyage 2050 White Paper)
在过去的十年中，开普勒和CoRoT空间测光任务已经证明了星震学作为一种新颖、多功能和强大的工具的潜力，可以对恒星物理学进行精细的测试，并能够精确和准确地表征恒星的性质，对系外行星和银河系天体物理学都有影响。基于我们对这种工具的优点和局限性的更好理解，我们主张开展一项新的中小型太空任务，致力于在致密恒星场中收集高精度、高节奏、长的光度系列。这样的任务将导致恒星天体物理学的突破，特别是在贫金属区，将阐明开放和球状星团的演化和形成，并帮助我们了解银河系的隆起和附近的一些矮星系的组装历史和化学动力学。
2021-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary Fraction Indicators in Resolved Stellar Populations and Supernova Type Ratios
一颗恒星星族的双星比例会对其性质产生显著的影响，特别是不同大质量恒星类型的数量，以及超新星结束生命的相对子类型率。在这里，我们使用二进制人口合成模型与二进制分数，初始质量不同，测试解决的恒星星族和超新星的影响，并询问这些是否可以限制在不同的质量和金属丰度制度的鲜为人知的二进制分数。我们发现，沃尔夫-拉叶星亚型比是有价值的二进制诊断，但需要大样本来区分模型。探索了在光谱学上将恒星模型分类为沃尔夫-拉叶星的不确定性。热核、剥离的包层和其他核心坍缩超新星的比例可能证明是一个更容易获得的测试，即将进行的调查将足以限制z < 1星系群中的高质量和低质量双星比例。
2020-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsation-driven mass loss from massive stars behind stellar mergers in metal-poor dense clusters
最近发现的高红移（z > 6）超大质量黑洞（SMBH）有利于原星系中大质量种子黑洞的形成。一种可能的情况是在致密的星团中通过失控的恒星碰撞形成~ 1 e3 - 1 e4 Msun的大质量恒星，留下大质量的BH而没有显著的质量损失。我们研究了零龄主序星（ZAMS）质量Mzams/Msun = 300-3000和金属丰度Z/Zsun = 0-0.1的大质量恒星的脉动不稳定性，并讨论了脉动驱动的质量损失是否阻止了大质量BH的形成。在MS阶段，由ε机制激发的脉动不稳定性在~ 1 e3 yr内增长。随着恒星质量和金属丰度的增加，质量损失率增加到<1 e-3 Msun/yr。在红超巨星（RSG）阶段，不稳定性主要由氢电离区的κ机制激发，在10年内增长较快，其质量损失率几乎与金属丰度无关，分布在1 e-3- 1 e-2 Msun/yr之间。进行恒星结构的计算，包括由于脉冲驱动的风的反馈，我们发现，恒星模型的Mzams/Msun = 300-3000可以留下残余BH大于~ 200-1200 Msun。我们的结论是，大规模合并产品可以在z > 6时观察到巨大的SMBH。
2020-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Computational Methods for Collisional Stellar Systems
本综述探讨了致密引力热星团建模面临的具体计算挑战，指出致密星团因碰撞多体引力效应导致恒星碰撞、黑洞合并等复杂演化，是研究恒星演化与牛顿及相对论动力学的理想实验室。
2023-05-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Stellar Population Diagnostics of the Massive Star Binary Fraction
大质量恒星的数量直接反映了恒星演化的物理过程。计算大质量恒星的亚型和不同演化状态下大质量恒星的比率已经被广泛地用作年龄和金属丰度效应的诊断。虽然大质量恒星的双星比例很重要，但推论往往是基于只包含单星演化的模型。在这项工作中，我们利用自定义的合成恒星星族的二进制人口和恒星合成（BPASS）代码，以确定恒星双星的数量计数比的不同演化阶段的年轻大质量星系团和星系的大规模恒星星族的影响。我们发现，许多比率是简并的金属丰度，年龄，和/或二进制分数。我们使用这些恒星计数比来开发诊断图，以帮助打破这种简并，并使用这些图来比较我们的预测在银河系和本地集团的观测数据。这些数据表明，大质量恒星双星分数和金属丰度之间可能存在相关性。我们还研究了我们的预测在不同程度的完整性样本的鲁棒性。我们发现，包括二进制文件，并施加一个完整性限制都可以引入$\gtrsim0.1$索引的变化推断的年龄。我们的研究结果突出了双星演化通道对大质量恒星种群的影响。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relativistic encounters in dense stellar systems
两个合并的黑洞（BH）是引力波（GW）的一个显著来源。在克尔黑洞的一般情况下，合并涉及17个参数，因此成功识别和提取编码在波中的信息的参数将为我们提供黑洞物理的详细描述。基于匹配滤波的特征化和参数提取搜索需要开发一些$10^{15}$波形。如果第三个额外的BH扰动系统，波形将不适用，我们需要增加有效检测所需的模板数量。在这封信中，我们计算的概率，两个以上的黑洞相互作用的强相对论的制度，在一个密集的星团。我们确定了必要的物理性质，在恒星系统中的三个黑洞有一个密切的接触，在这个制度，也为现有的二进制的两个黑洞有一个强相互作用与第三个洞。在这两种情况下，事件发生率可以忽略不计。虽然密集的恒星系统，如星系核，球状星团和核星团是引力波源的滋生地，像高级LIGO和高级VIRGO这样的地面探测器将探索，但在完整的广义相对论中对波形的分析只需要评估两体问题。这减少了要创建的波形模板的数量。
2010-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A Concise Treatise on Converting Stellar Mass Fractions to Abundances to Molar Ratios
了解恒星的组成不仅对我们理解银河系，特别是化学演化至关重要，而且还可以揭示系外行星的内部结构和矿物学，这些行星是由与其宿主恒星相同的材料形成的。不幸的是，描述恒星质量分数和恒星元素丰度的基础数学很难解析，在文献中支离破碎，并且包含令人烦恼的遗漏，使得任何计算都远非微不足道，特别是对于非专家。在这篇论文中，我们提出了明确的数学形式主义和内在的假设和恒星成分测量，这有利于转换恒星质量分数元素丰度摩尔比，包括误差传播的标准化澄清。我们还提供了HIP 544的示例案例研究，以进一步说明所提供的方程。鉴于恒星之间重要的化学关联，以及恒星与其行星之间的跨学科关系，至关重要的是，恒星质量分数和丰度数据必须更加透明，并可供不同子领域和科学学科的人员使用。
2022-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Correlating Infall with Deuterium Fractionation in Dense Cores
我们提出了一个调查HCO+（3-2）的观测指向致密的核心与以前的测量N（N2 D+）/N（N2 H+）。在这次调查的26个核心中，有5个显示出向外运动的光谱特征，9个既没有向内也没有向外运动，11个似乎正在下降，还有一个没有被检测到。我们将氘分馏程度与根据HCO+光谱计算的下落速度进行比较，发现[D]/[H] > 0.1的核心比[D]/[H]比较小的核心更有可能具有向内运动的特征。在质量超过热金斯质量的堆芯中，入流运动也更为常见。测量到的最快的坠落速度属于我们调查中的两个原恒星核心之一，L1521 F，观察到的运动通常在声速的量级。
2013-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The central 1000 AU of a pre-stellar core revealed with ALMA. I. 1.3 mm continuum observations
像我们的太阳这样的恒星形成于星际云中的自引力密集和寒冷的结构中，称为前恒星核心。虽然我们对原恒星启动前和启动后不久的致密云的物理结构了解很多，但前恒星核心的中心几千个天文单位（au）尚未探索。正是在这些中心区域内，恒星系统聚集和分裂可能发生，从而形成双星和多系统。本文介绍了8兆太阳前星核L1544尘埃连续辐射的ALMA波段6观测（ACA和12米阵列），角分辨率为2“× 1.6”（线分辨率270 au × 216 au）。在初级光束中，一个0.1兆太阳的紧凑区域，我们称之为“内核”，已经被揭开。核是细长的，具有半径Rker ~ 10“（~ 1400 au）的中心平坦区。Rker内的平均数密度约为1 x 10^6 cm^{-3}，可能有局部密度增强。Rker内的区域似乎已经破碎，但详细的分析表明，类似的子结构可以通过对具有类似中心平坦区的平滑中心集中致密核心的合成干涉观测来再现。在致密的核心中存在一个光滑的内核，这与对收缩云核的非理想磁流体动力学模拟结果一致，云核的峰值数密度为1 x 10^7 cm^{-3}。在模拟12米台阵观测时，中心密度较低的致密岩心被完全滤除。这些观测结果表明，动态演化的致密核的内核，可以在高角分辨率ALMA调查。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Incomplete Conditional Stellar Mass Function: Unveiling the Stellar Mass Functions of Galaxies at 0.1 < Z < 0.8 from BOSS Observations
我们提出了一种新的方法来约束失踪的分数的星系星系使用星系聚类测量星系条件恒星质量函数（CSMF）的框架，这是适用于调查遭受显着的样本选择效应。星系团测量对星系的随机抽样（缺失分数）不敏感，被广泛用于约束星晕质量关系（SHMR）。通过在CSMF模型中引入一个缺失部分（不完全性）分量，我们利用不完全恒星质量函数和星系团同时约束缺失部分和SHMR.基于模拟星系表和几个典型的缺失部分模型的测试表明，该方法可以准确地恢复缺失部分和星系SHMR，从而为我们提供了可靠的星系恒星质量函数的测量。然后我们将它应用于红移范围为0.1<z<0.8的$M_*>10^{11}M_\odot$星系的重子振荡光谱巡天（BOSS）。我们发现，在z<0.6时，BOSS的样本完整性超过80%，但在较高的红移时下降到约30%。在考虑了这些完整性因素后，我们在这一最大的星系红移巡天中提供了红移范围为0.1<z<0.8的具有$10^{11}M_\odot<M_*<10^{12}M_\odot$的星系以及SHMR的恒星质量函数的精确测量。
2018-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
IMBH Progenitors from Stellar Collisions in Dense Star Clusters
本研究通过迄今最广泛的CMC星团模拟，发现致密且具有顶部加重IMF的星团通过碰撞可形成超1000太阳质量的VMS，并推导了预测其质量的拟合公式及统计分布。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Maximum Stellar Surface Density in Dense Stellar Systems
我们汇编观测致密恒星系统的表面质量密度分布，包括银河系和附近星系中的球状星团，附近星爆中的大质量星团，矮球状体和晚型盘中的核星团，超致密矮星，以及从低质量尖突凸起和椭圆到大质量核心椭圆的星系球状体。我们发现，在所有情况下，在这些系统的中心区域获得的最大恒星表面密度都是相似的，σ_max ~ 10^11 M_sun/kpc ^2（~20 g/cm ^2），尽管这些系统的恒星总质量M_star跨越7个数量级，有效半径R_e跨越5个数量级，并且有效表面密度M_star/R_e ^2的范围很宽。在不同的系统中，表面密度极限在各种各样的物理尺度上都能达到，因此不是三维恒星密度的极限。考虑到这些不同类别的物体所涉及的非常不同的形成机制，我们认为，一个单一的物理可能决定西格玛_最大。大质量恒星产生的辐射场和风对星团和星系的形成都有重要影响，而超新星和黑洞吸积对恒星团簇形成都不重要。因此，我们得出结论，来自大质量恒星的反馈可能占观测到的Sigma_max，可能是因为恒星形成达到了一个类似爱丁顿的流量，调节这些不同的系统的增长。这表明，目前的星系形成模型，主要集中在超新星和活动星系核的反馈上，缺少一个关键因素。
2009-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery and astrophysical properties of Galactic open clusters in dense stellar fields using Gaia DR2
我们报告了在银河系低纬密集区域搜寻中发现的25个新的疏散星团。我们还提供了，第一次，结构和天体物理参数的新发现和其他34个最近发现的疏散星团使用盖亚DR 2数据。通过联合检查矢量点图和空间分布来确定候选人。通过匹配附近的已知天体并将其平均天体测量参数与现有文献进行比较，这些发现得到了验证。将去污算法应用于三维天体测量空间，得到星团成员似然。通过剔除低成员似然的恒星，我们建立了净化的颜色星等图，并通过等时线拟合得到了星团的天体物理参数。结构参数也是通过对恒星分布的King轮廓拟合得到的。被调查的星团主要位于距离太阳3千秒差距内，年龄从3000万年到3.2 Gyr不等，红化限制在E（B-V）=2.5。平均而言，我们的星团样本呈现出比盖亚DR 2确认的星团更少的集中结构，因为导出的核心半径更大，而潮汐半径没有显着差异。它们中的大多数位于低纬度的银河系盘的IV象限，因此它们沉浸在银河系内部的密集场中。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Self-supervised Synthetic Pretraining for Inference of Stellar Mass Embedded in Dense Gas
Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS) RIKEN（交叉学科理论与数学科学中心（iTHEMS）RIKEN）；Department of Earth and Planetary Sciences（地球与行星科学系）；Department of Astronomy（天文学系）
针对恒星形成区恒星质量估算难、监督学习所需高分辨率MHD模拟标注数据计算成本高的问题，提出用DINOv2在百万合成分形图上预训练视觉Transformer再迁移的方法，提升了恒星质量预测效果，还可实现无监督分割。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.AI
Determination method of binary fractions by the integrated spectrum
本文提出一种利用积分光谱吸收特征指数沿径向累加双星比例变化来确定致密或遥远恒星系统双星比例的方法，并在银河系球状星团中验证了其可行性，同时分析了双星比例与多种星族参数的相关性。
2024-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxies as fluctuations in cosmic stellar liquid
在凝聚态物理中，大的自引力恒星系统与相关液体有着相同的密度等级变化模式。虽然需要微观时间分辨率来辨别临界乳光的相关动力学，但特征天文时间隐藏了恒星液体的波动动力学，在星际相关性的支配下，更密集的恒星集群聚集和分散。对于一个半孤立的星系，这些动力学波动是密集的球状星团。对于一个星系团，这些动力学波动是成员星系，在内部的椭圆星系。明亮的超密度波动，星系，是宇宙恒星液体（暗物质）中一小部分恒星的展示。在这里，我报告波动引力坍缩作为一个自引力系统的维里平衡的属性。
2018-11-07 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Hot Jupiter formation in dense stellar clusters: A Monte Carlo model applied to 47 Tucanae
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
研究通过蒙特卡洛模型探讨47天琴座星团中热木星形成机制，发现核心区域形成概率最高，且方法提高了HJ发生率51%。
2025-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA
