Scattering, Migration, Re-circularization and Relaxation to Build Out Galaxy Disks with Exponential Profiles
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
通过散射、迁移和再圆化过程，研究恒星盘的指数分布形成及维持机制，揭示云-星相互作用对盘结构长期稳定的影响。
2026-02-24 astro-ph.GA
Binaries of massive black holes in rotating clusters: Dynamics, gravitational waves, detection and the role of eccentricity
星团中的中等质量黑洞（IMBH，质量介于$10^2$和$10^4 M_{\odot}$之间的大质量黑洞）双星的动力学演化近年来受到越来越多的关注。这至少部分是由于这样一个事实，即如果双星系统足够硬，能够发展到它将开始有效发射引力波（GW）的阶段，那么它很有可能被未来的太空探测器（如LISA）探测到。我们研究这种演变中存在的旋转集群。偏心率与IMBHs的初始速度密切相关，对于低初始速度，$\sim 0.7$的值可达到0.9，而如果初始速度增加，则会产生几乎为圆形的轨道。蒙特卡罗研究表明，这些源将可被诸如LISA的探测器探测到，其中值信噪比在三年内介于10和20之间，尽管某些事件的信噪比为300或更高。此外，还应该能够估计啁啾质量，中值分数误差为$10^{-4}$，约化质量为$10^{-3}$的数量级，光度距离为$10^{-1}$的数量级。最后，这些源在LISA探测器中将具有大约3平方度的中值角分辨率，从而将事件牢固地置于诸如LSST的未来电磁探测器的视场中。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Eccentricity Boost of Stars Around Shrinking Massive Black Hole Binaries
基于一个简单的几何方法，我们分析了恒星围绕圆形轨道上收缩的大质量黑洞双星的Kozai-Lidov机制的演化。我们发现，由于星团的牛顿势引起的一种特殊的分岔模式，恒星的轨道可以变得高度偏心。这种转变在初始偏心率小的恒星中突然发生。我们的方法也将有助于在各种天体物理背景下研究Kozai-Lidov机制。
2016-05-16 astro-ph.GA
Spin Evolution of Stellar-mass Black Holes Embedded in AGN disks: Orbital Eccentricity Produces Retrograde Circumstellar Flows
活动星系核吸积盘中恒星质量黑洞（sBH）的自旋演化是活动星系核通道中双星黑洞（BBH）合并事件产生引力波的重要过程。由于嵌入的sBH被环绕恒星的盘（CSD）包围，CSD气体流的旋转决定了它吸积的角动量的方向。在这封信中，我们使用全球2D流体动力学模拟表明，而磁盘嵌入sBH的圆形轨道上的背景吸积盘的初始逆行开普勒剪切转换成一个cardedecSD流，在经典的图片同伴磁盘相互作用理论，适度的轨道偏心率可能会破坏稳态潮汐扰动，并保持逆行CSD流周围的sBH。CSD取向的这种切换发生在与局部声速几乎成比例的过渡偏心率处。这种分叉的CSD流和其后的自旋方向的SBH导致形成的人口几乎反对齐的SBH，并应纳入未来的人口模型的SBH和BBH的演变。
2022-03-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Peeling Events: low-eccentricity tidal disruption of a star by a stellar-mass black hole
恒星质量的黑洞（BH）和恒星之间的近距离相遇经常发生在密集的星团和活动星系核（AGN）的圆盘中。最近的研究表明，在高度偏心的近距离相遇中，恒星可能会被BH（微潮汐破坏事件，或微TDE）潮汐破坏，导致快速的质量吸积和可能明亮的电磁特征。在这里，我们考虑的情况下，恒星可能会接近恒星质量BH在一个渐进的，近圆形的inspiral，在一个circum-binary气体盘或在一个星团的三体相互作用的动力学摩擦的影响下。我们使用光滑粒子流体动力学代码PHANTOM对这种情况进行流体动力学模拟。我们发现恒星的质量被黑洞慢慢地剥离。我们称这种逐渐的潮汐破坏为“潮汐剥离事件”或TPE。根据初始距离和偏心的遭遇，TPE可能会表现出显着的吸积率和轨道演化不同于那些典型的（偏心）micro-TDE。
2023-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-th
Counter-rotating disks in galaxies: dissecting kinematics and stellar populations with 3D spectroscopy
我们提出了一种光谱分解技术，分离的贡献，不同的运动学成分的星系从观察到的光谱。这使得可以研究各个组成部分的恒星星族的运动学和特性（例如，凸起、盘、反向旋转芯、正交结构）。在这里，我们讨论的结果，这种技术的星系主机反向旋转恒星盘的大小相当。在所有研究的情况下，反向旋转的恒星盘是质量较小，最年轻的，并有不同的化学成分（金属丰度和α元素丰度比）比主星系盘。本文还讨论了谱分解技术的进一步应用。
2014-10-07 astro-ph.GA
Formation of counter-rotating and highly eccentric massive black hole binaries in galaxy mergers
超大质量黑洞（SMBH）双星是激光干涉仪空间天线和脉冲星定时阵列等任务的主要目标。因此，了解它们在合并之前的动力学演化对于改进探测策略和对引力波数据进行天体物理学解释至关重要。在本文中，我们使用高分辨率的$N$体模拟两个等质量星系托管中央SMBH的合并。在我们的模型中，所有的双星最初都是相对于星系旋转方向的。但是，以高离心率形成的双星$e\gtrsim 0.7$，在双星形成的那一刻，很快就逆转了它们的旋转方向，几乎完全逆行。这些二进制的演变过程中，对更大的偏心率，预期在一个反旋转的恒星分布的二进制硬化。以较低的离心率形成的双星保持在相对较低的离心率下。我们研究的起源轨道翻转使用的分析模型，描述了早期阶段的二进制演化。这个模型表明，轨道平面翻转是由于三轴背景质量分布的扭矩，自然产生的星系合并过程。我们的研究结果意味着存在一个人口的SMBH双星具有高偏心率，并可能有显着的影响，这些系统发出的引力波信号的检测。
2021-02-11 astro-ph.GA
Detectability of large-scale counter-rotating stellar disks in galaxies with integral-field spectroscopy
近年来，积分场光谱巡天发现，在邻近星系中，运动学解耦的恒星成分并不罕见。然而，仍然缺乏完整的统计数据，因为它们取决于这些物体的检测极限。我们调查的运动学签名的两个大规模的反向旋转恒星盘模拟积分场光谱数据，以解决其检测极限作为星系的属性和仪器设置的函数。我们建立了一组模拟数据的两个大规模的反向旋转的恒星盘，如果他们被观察到的多单元光谱探测器（MUSE）。我们占不同的光度，运动学，和恒星星族属性的两个反旋转的组件作为星系倾角的函数。我们提取的钙三重态吸收线的波长区域的恒星运动学采用高斯厄米（GH）参数化的视线速度分布（LOSVD）。我们确认，最强的签名存在两个反向旋转的恒星盘是对称的双峰的速度色散图，已经被称为$2σ$功能。2 $σ$峰的大小、形状和斜率很大程度上取决于两个反向旋转恒星盘的速度分离和相对光贡献。当$2σ$峰由于数据的低信噪比而难以检测时，$h_3$图中的大尺度结构可用作强和弱反旋转的诊断。反向旋转的运动学特征在较低的视角下变得较弱，这是由于两个反向旋转的分量之间的较小的投影速度分离的影响。我们证实，观测到的频率的$2σ$星系代表的恒星反旋转现象的下限。
2021-07-25 astro-ph.GA
On the eccentricity evolution of massive black hole binaries in stellar backgrounds
利用三体散射实验研究了偏心大质量黑洞双星与非束缚星相互作用的动力学演化。与以前的研究相比，我们将调查扩展到$q=m_2/m_1=10^{-4}$的MBHB质量比，其中$m_1$和$m_2$分别是初级和次级孔的质量。与从更高质量比的简单外推相反，我们发现对于$q\lesssim 10^{-3}$，偏心增长率变为负值，即，二进制{ \it循环出现}收缩。这种行为是由于在亚稳的反向旋转轨道上捕获的相互作用恒星的子集;这些恒星倾向于从双星中提取角动量，促进$q>10^{-3}$的偏心率增长，但倾向于将角动量注入双星中，驱动它朝向$q<10^{-3}$的圆化。这种行为的物理起源需要对这一恒星子集的轨道进行详细研究，目前正在调查中。我们的发现可能会对中间MBH（IMBH）螺旋吸入MBH（例如，一个假定的$10^3\rm M_{\odot}$黑洞螺旋吸入SgrA $^*$）产生重要影响。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Uncovering the formation of the counter-rotating stellar disks in SDSS J074834.64+444117.8
本研究利用MaNGA积分场光谱数据，结合CaII λ8542双高斯拟合、pPXF分解和轨道动力学模型，解析SDSS J074834.64+444117.8中的两个反向旋转恒星盘，支持其由气体吸积形成。
2024-01-20 astro-ph.GA
Evolution Of Binary Supermassive Black Holes In Rotating Nuclei
双星系统超大质量黑洞与星系核中恒星的相互作用会导致双星系统轨道的所有元素发生变化，包括定义其方向的角度。如果星系核在旋转，方向的变化可能会很大，导致双星的轨道偏心率也会发生很大的变化。我们提出了一个一般的处理这个问题的基础上的福克-普朗克方程的f，定义为概率分布的二进制的轨道要素。第一和第二阶扩散系数的二进制使用数值散射实验的轨道根数推导，并提出了一些这些系数的解析近似。福克-普朗克方程的解决方案，然后在各种假设下导出的初始旋转状态的核和二进制硬化率。我们发现，当我们引入核旋转时，轨道根数的演化可以变得有质的不同：1）双星轨道的方向朝着与核旋转平面对齐的方向演化; 2）双星轨道偏心率对于对齐的双星减小，而对于反对齐的双星增加。我们发现，扩散（随机行走）组件的二进制的演变是小的核与不可忽略的旋转，我们推导出的时间演化方程的半长轴，偏心率和倾斜度的近似。上述效应可能会影响引力波的产生以及宿主星系和射电喷流的相对方向。
2017-04-04 astro-ph.GA gr-qc
Eccentricity evolution of massive black hole binaries from formation to coalescence
合并中的超大质量黑洞双星被认为是宇宙中最强的引力波源。基于宇宙学模拟和半解析模型的地面或空间探测器的探测率是高度不确定的。一个主要的困难来自于必须从合并的规模到inspiral的规模来模拟BHB。与GW合并时间表特别相关的是二元偏心率。在这里，我们提出了一个自洽的数值研究的偏心率的BHBs形成在大量的无气体合并的早期阶段的合并到硬化阶段，其次是一个半解析模型到合并。我们发现，早期的偏心率的非束缚黑洞对在很大程度上是由初始轨道。它在动态摩擦阶段系统地减少。双星形成时的偏心率受随机性和与恒星相遇时的噪声影响，但与初始轨道偏心率保持很强的相关性。结合的黑洞是一个阶段，其特征在于强扰动，我们提出了一个定量的定义的时间的二进制的形成。在硬化过程中的偏心率增加，在较小的合并，除非二进制是近似圆形的，但在主要的合并保持基本不变，在协议的半解析模型的基础上各向同性散射实验的预测。在宇宙学模拟中，对于星系合并的典型大初始偏心率（0.5 < e < 0.9），由于硬化和GW发射在贫气体非旋转椭圆星系中的合并时间<~0.5 Gyr。
2022-01-21 astro-ph.GA
Bifurcation and stability of uniformly rotating homogeneous ellipsoids surrounded by a massive thin ring
我们研究了一个大规模的同心环周围的球体或椭球体的均匀密度和均匀旋转的影响。得到了轴对称类Maclaurin椭球和三轴类Jacobi椭球的平衡序列。由于环的引力场，当物体的角频率为零时，类麦克劳林椭球体不具有球形极限。当椭球体椭圆截面的偏心率达到临界值时，三轴Jacobi椭球体分叉。当表征环的引力场的参数小于某一阈值时，存在类Maclaurin椭球和类Jacobi椭球的分叉点，且临界偏心率略大于经典的Maclaurin-to-Jacobi分叉点.当参数超过阈值时，类麦克劳林椭球体不存在分叉点，类雅可比椭球体出现在比类麦克劳林椭球体更低的偏心率处。通过对具有相同角动量的椭球能量的比较，表明分岔临界点并不对应于类麦克劳林椭球长期不稳定性的发生。结果表明，围绕匀速旋转椭球体的大质量环的引力场使其稳定，从而防止了由于粘性耗散引起的杆形变形。
2023-01-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Exciting Stellar Eccentricity in Gaia BH3 via a Hidden Black Hole Binary
Tsinghua University（清华大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过隐藏的黑洞双星激发Gaia BH3中恒星偏心率，揭示其动力学形成新视角。
2025-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Instability of counter-rotating stellar disks
我们使用一个N体模拟，使用GADGET-2构建，调查吸积流到一个天体物理盘，是在相反的意义上的磁盘的旋转。为了分离动力学固有的反向旋转流的流动到磁盘上的影响，我们考虑一个初始条件，在该条件下，反向旋转流是在一个环形区域的天体物理磁盘的主要部分外部。这种反向旋转的流动在NGC 4826（被称为“邪眼星系”）等系统中可见。旋转和反向旋转部件之间的相互作用是由于在边界区域的双流不稳定性。在天体物理盘中激发出多臂螺旋密度波，在反向旋转流中激发出具有高方位角模数的密度分布。反向旋转流中的密度波动聚集成较大的团块，并且反向旋转流中的一些材料分散到大半径。像这样的吸积流过程越来越被认为是多组分星系盘演化的重要性。
2014-12-17 astro-ph.GA
Accreting Binary Eccentricities follow Predicted Equilibrium Values
本研究通过分析环双星盘观测数据，验证了活跃吸积双星的偏心率符合理论预测的平衡值，且该特性在盘对齐、潮汐圆化可忽略的系统中成立，揭示了偏心率在盘消散后的演化规律。
2025-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and stellar kinematic misalignment in MaNGA galaxies: what is the origin of counter-rotating gas?
本研究通过分析MaNGA DR17中69个气星运动学错位星系的氧丰度，排除原始气体流入的作用，提出星系间富金属气体交换是反向旋转气体的主要起源，次并合对红静星星系有重要作用。
2023-05-22 astro-ph.GA
Massive black hole binary plane reorientation in rotating stellar systems
研究了旋转恒星系统中大质量黑洞双星轨道面方位的演化，其中恒星尖点的总角动量与双星的总角动量不重合。我们比较直接求和N-体模拟的结果从一个简单的理论模型的预测。我们发现，同样的接触之间的尖星和BHB负责的硬化和偏心率的演变的二进制，导致重新定位的二进制轨道平面。特别是，二进制的角动量是最初的错位相对于恒星的尖端往往重新调整其轨道平面的角动量的尖端上的时间尺度上的几个硬化倍。这是由于恒星和BHB之间的角动量交换在近距离接触，并可能有重要的影响，相对于宿主星系和射电喷流的方向。
2011-11-08 astro-ph.GA
Contrasting evolutionary pathways of fast- and slow-rotating galaxies in the green valley
INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空技术研究所天体生物学中心）
研究通过SDSS-IV/MaNGA调查数据，比较绿色谷星系中快速和慢速旋转星系的金属licity差异，揭示其不同的演化路径，包括恒星形成历史和化学丰度变化。
2026-03-18 astro-ph.GA
The stellar kinematics of co-rotating spiral arms in Gaia mock observations
我们观测了一个类银河系棒旋星系的N体/光滑粒子流体动力学模拟。我们提出了一个简单的方法，样本N体模型粒子模拟盖亚恒星观测，并考虑到恒星星族，尘埃灭绝和盖亚的科学性能估计。我们研究了附近的螺旋臂的运动学，螺旋臂的位置与英仙座臂相似，在圆盘平面上的三条视线上;（l，b）=（90，0），（120，0）和（150，0）度。我们发现，在Kawata等人（2014 b）中发现的围绕同向旋转螺旋臂的特殊运动学结构仍然可以在预计由盖亚产生的观测数据中看到，尽管尘埃灭绝和盖亚的预期观测误差。这些可观测到的运动学特征将使测试银河系的英仙座臂是否类似于N体模拟中常见的同向旋转螺旋臂。
2015-01-08 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Integral-field kinematics and stellar population of a sample of galaxies with counter-rotating stellar disks selected from about 4000 galaxies
从MaNGA巡天的4000多个星系中选出64个具有反旋恒星环（CRD）的星系（其中61个为早型星系），根据运动学图中的反旋或两个速度色散峰的证据，给出了它们的积分场运动学和恒星星族性质.对于17个CRD，也可以通过光谱分离反向旋转成分。MaNGA中CRD的频率在椭圆星系中<5%，在椭圆星系中<3%，在螺旋星系中<1%（95%的置信水平），与以前的估计一致。我们制作了年龄和金属丰度图，并将恒星星族的性质与一般ETGs族的性质进行了比较。我们发现，CRD有类似的趋势，在年龄和金属丰度ETG，但在低质量的金属，并显示平坦的年龄和陡峭的金属丰度梯度，平均。对电离气体和恒星速度场的比较表明，在33个例子中，气体与内（15个例子）或外（18个例子）恒星盘共转，在9个例子中，它是不对准的。在大多数情况下，气体与年轻的圆盘共转。在31个星系中发现了恒星星族多峰性的证据，而14个最年轻和质量最小的星系显示出正在进行的恒星形成;相反，14个星系表现出单峰性，并且是最古老和最大的。作为一个一般的结果，我们的工作表明，CRD的形式主要是通过气体吸积在逆行旋转相对于一个预先存在的恒星盘。
2022-02-16 astro-ph.GA
Numerical simulations of the possible origin of the two sub-parsec scale and counter-rotating stellar disks around SgrA*
我们提出了一个高分辨率的理想化模型来解释起源的两个年轻的，反向旋转，亚秒差距尺度的恒星盘周围的超大质量黑洞SgrA* 在银河系中心。在我们的模型中，单个分子云与环核气体盘（类似于目前观察到的）的碰撞导致多股气体流向黑洞，并产生吸积盘，其角动量取决于云和环核盘材料的比例。下落的气体在超大质量黑洞周围产生了两个倾斜的、反向旋转的亚秒差距尺度的吸积盘，第一个吸积盘大约在100万年前形成，使它在第二个反向旋转的吸积盘形成之前分裂成恒星并分散。第二个星盘的碎裂将导致在银河系中心观察到的两个倾斜的、反向旋转的恒星星盘。类似的事件现在可能正在银河系中心再次发生。我们的模型预测，碰撞事件产生螺旋状的气体细丝，喂养银河系中心盘形成之前的几何形状和流入模式，这是在协议的结构，所谓的迷你螺旋，已被发现在银河系中心。
2013-05-13 astro-ph.GA
Stellar counter-rotation in lenticular galaxy NGC 448
盘状星系中的反旋现象直接表明了复杂的星系组装历史，这对我们理解星系物理至关重要。在这里，我们提出了复杂的数据分析的透镜星系NGC 448，这是最近被怀疑主机的反旋转恒星组件。我们使用俄罗斯6米望远镜收集了深长缝光谱观测，并对斯隆数字巡天（SDSS）档案图像进行了光度分解。我们利用（i）一个非参数的方法，以恢复恒星的视线速度分布和（ii）一个参数谱分解技术，以解开恒星星族属性的主要和反向旋转的恒星盘。我们的光谱分解与光度分析完全一致。反向旋转的部分贡献了$\approx$ 30%的星系光。我们估计它的恒星质量为$9.0^{+2.7}_{-1.8}\cdot10^{9}M_\odot$。反向旋转盘的径向刻度长度比主盘的径向刻度长度小$\approx$ 3倍。这两个圆盘都有古老的恒星，但反向旋转的成分揭示了一个可检测到的负年龄梯度，这可能表明在$3\dots4$ Gyrs期间有一个由内而外的扩展形成。相对于主盘，反向旋转盘拥有更多富含金属的恒星，并且具有较浅的金属丰度梯度。我们的研究结果排除了被认为是NGC 448中反向旋转成分形成的潜在机制的外部吸积源的宇宙学细丝，并有利于卫星合并事件与随之而来的缓慢气体吸积。
2016-06-15 astro-ph.GA
Models of cuspy triaxial stellar systems. IV: Rotating systems
我们建立了两个自洽模型的三轴，尖，旋转恒星系统添加旋转到非旋转模型在以前的论文中提出的这一系列。材料的最终角速度不是恒定的，并且随着到中心的距离和系统的赤道上方的高度而变化，但是在两种情况下，图形旋转是非常均匀的。尽管在模型中加入旋转修改了它们原来的半轴比，但最终的旋转模型是相当扁平和三轴的。对这些模型的轨道内容的分析表明，它们的轨道中大约有三分之二是混沌的，但这些模型在一个哈勃时间的量级上是非常稳定的。大部分规则轨道是短轴管，而长轴管则被其轴位于短-长轴平面上但不与长轴重合的管所取代。其他类型的规则轨道，不出现在非旋转系统，如马蹄铁和轨道交叉本身，也发现在目前的模型。最后，我们的频率图显示了空的区域，在这些区域中，对固定势轨道的研究发现了轨道，这可能是我们模型的自洽性排除了它们的结果。
2016-03-25 astro-ph.GA
Stellar binaries in galactic nuclei: tidally stimulated mergers followed by tidal disruptions
研究了星系核团中双星与大质量黑洞的相互作用。我们认为双星的高度偏心轨道周围的MBH的变化，由于随机的引力相互作用与其他恒星的核星团。轨道的近心点进行随机游走，我们考虑的情况下，这种随机游走慢慢地带来的二进制的希尔斯潮汐分离半径（所谓的空损失锥制度）。然而，我们发现，在大多数情况下，预期的分离并没有发生，而是二进制的成员合并在一起。这是因为双星的偏心率是由与MBH的潮汐相互作用激发的，并且双星内部偏心率的相对偏移量远远超过其内部半长轴。这经常会使近心点间距减小到低于典型恒星直径的值，这会导致相当一部分这样的双星合并（在我们的数值实验中是$\gtrsim 75\%$）。恒星潮汐不会明显改变合并的总速率，但会使双星循环，导致低偏心率、低撞击速度合并的比例很大。一些恒星合并的产物将在$\sim 10^6$年内被MBH潮汐性地破坏。如果合并强烈地增强了合并产物的磁场，这个过程可以解释在一些潮汐破裂事件中观察到的快速相对论性喷流形成。
2017-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550
本文介绍了用VIMOS/VLT对两个盘星系NGC 3593和NGC 4550的积分场光谱观测结果。已知这两个星系都有2个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了每个星系的电离气体运动学和金属丰度，以及两个恒星组成部分的表面亮度，运动学，质量表面密度和恒星星族，以约束这些特殊星系的形成情景。我们采用了一种新的光谱分解技术，这两个星系，分离的相对贡献的2个反向旋转的恒星和一个电离气体组分所观察到的光谱。我们测量了2个反向旋转恒星分量的运动学和Lick指数的线强度。我们用单个恒星星族模型模拟了每个恒星组成部分的数据，该模型解释了α/Fe过剩。在这两个星系中，我们成功地将主星与质量较小的次级恒星成分分离开来，并以与电离气体成分相同的方向旋转。这两个恒星组成部分具有指数表面亮度轮廓。在这两个星系中，两个反向旋转的恒星组成部分具有不同的恒星星族：次级恒星盘比主星系恒星盘更年轻，更贫金属，更α增强。我们的研究结果排除了次级恒星成分的内部起源，并倾向于这样一种情况，即它是由环境中逆行轨道上的气体吸积而形成的，为原位的外向内快速恒星形成提供了燃料。该事件发生在NGC 3593的约2 Gyr前，NGC 4550的约7 Gyr前。不能排除双星系合并的情况，需要更大的样本来统计确定哪种机制是建立反向旋转恒星盘的最有效机制。
2012-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dating the formation of the counter-rotating stellar disc in the spiral galaxy NGC 5719 by disentangling its stellar populations
我们提出的结果的VLT/VIMOS积分场光谱观测的内部28“x28”（3.1 kpc x 3.1 kpc）的相互作用的螺旋NGC 5719，这是已知的主机两个同空间反向旋转的恒星盘。在视场中的每个位置，观测到的星系光谱被分解为两个恒星和一个电离气体成分的光谱的贡献。我们测量的运动学和线强度的两个恒星反旋转组件的舔指数。我们用单个恒星星族模型对每个恒星组分的数据进行建模，该模型解释了α/Fe过剩。我们还推导出电离气体盘的分布和运动学，这是与年轻的，不太丰富的金属，更多的α增强，和发光恒星组件。它们都相对于银河系的主要恒星体反向旋转。这些发现证明了气体首先被NGC 5719吸积到逆行轨道上的情况，这是由于它与伴星NGC 5713相互作用的结果，并随后为反旋转恒星盘的原位形成提供了燃料。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Eccentric evolution of SMBH binaries
在最近的数值模拟\citep{matsubayashi07,lockmann08}中，发现超大质量黑洞（SMBH）-中等质量黑洞（IMBH）双星的偏心率通过与恒星背景的相互作用而向1方向增长。离心率的增加使得双星通过引力辐射的合并时间尺度减小到远低于哈勃时间的值。对OJ 287 \citep{lehto96, valtonen08}等偏心双星的存在给出了理论解释。在自洽N体模拟中，总是观察到这种偏心率的增加。另一方面，SMBH双星与场星\citep{quinlan96}之间的散射实验结果表明，离心率没有增加。这种差异使得$N$体模拟中SMBH双星的高偏心率无法解释。在这里，我们提出了一个恒星动力学机制，驱动具有大质量比的SMBH二进制的偏心率的增加。这涉及两个关键过程。第一种是非轴对称势下的Kozai机制，它有效地使周围恒星的角动量随机化。另一种是选择性地喷射轨道相反的恒星。通过这两种机制，场星提取SMBH双星的轨道角动量。我们提出的机制导致大多数SMBH双星的离心率增加，导致通过引力波辐射的快速合并。我们的结果给出了“最后秒差距问题”的明确解决方案。
2010-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical formation of high-eccentricity compact binaries through BH--BH*/TZO collisions
Tsinghua University（清华大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Westlake University（西湖大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本研究通过流体动力学与半解析少体模拟，提出大质量主序星经连续捕获恒星级黑洞形成高偏心率致密双星的新通道，该双星或可成为对应形成场景的独特引力波标识。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dissecting Kinematics and Stellar Populations of Counter-Rotating Galaxies with 2-Dimensional Spectroscopy
我们提出了一个光谱分解技术和它的应用程序的一个样本的星系托管大规模的反旋转恒星盘。我们的光谱分解技术允许分离和测量的运动学和恒星星族的两个反向旋转的磁盘在同一时间观察星系的属性。我们的研究结果为这些星系的形成时代和形成机制提供了新的见解。
2014-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Electrostatic instability of non-spherical dust in sub-stellar clouds
本文研究亚恒星云中带电非球形尘埃的静电稳定性，推导了偏心率临界判据，并量化其对放电、表面积、颗粒分布及偏振的影响。
2025-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Orbital Eccentricities of Planets in the Kinematic Thin and Thick Galactic Disks
本文利用光偏心率效应、Gaia数据和化学丰度校准的运动学标准分类Kepler宿主星，发现单凌星厚盘行星偏心率高于薄盘行星，而多凌星行星无此差异。
2025-09-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Confusing binaries: the role of stellar binaries in biasing disk properties in the Galactic Center
银河系中心（GC）超大质量黑洞（SMBH）附近的年轻恒星群体对恒星形成理论提出了一个意想不到的挑战。对这些恒星的动力学测量揭示了一个恒星盘结构（明显的20%盘成员），这为这些神秘的年轻恒星的起源提供了重要线索。然而，许多明显的磁盘属性是很难解释的，包括低磁盘成员分数和高偏心率，考虑到这个人口的年轻。到目前为止，所有推导这个圆盘性质的努力都是基于一个简单的假设，即GC上的恒星都是单星。然而，恒星双星在我们的银河系中很普遍，最近的调查表明，它们在银河系中心也可能很丰富。在这里，我们表明，在磁盘中的二进制文件可以在很大程度上改变磁盘的表观轨道特性。双星成员的相互运动增加了一个速度分量，这可以与GC中SMBH周围的速度大小相媲美。因此，忽略双星的贡献可以显着改变推断的恒星的轨道属性。虽然星盘的方向不受影响，但视星盘的2D宽度增加到约11.2度，与观测到的宽度相似。对于一群以零偏心率绕SMBH运行的恒星，未计的双星将产生一个平均为0.23的宽的视偏心率分布，这与观测到的星盘中恒星的平均偏心率是一致的。我们认为，这种高偏心率值，这构成了理论上的挑战，可能是一个人工制品的双星。最后，我们的研究结果表明，实际的磁盘成员可能会显着高于一个推断的意见，忽略了二进制的贡献，减轻了另一个理论挑战。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relativistic phase space diffusion of compact object binaries in stellar clusters and hierarchical triples
本文研究星团或第三体扰动下致密天体双星的偏心振荡，发现相对论相空间扩散（RPSD）新效应，可在外部轨道时标上改变双星动力学轨迹并可能加速并合。
2023-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A unified normal mode approach to dynamic tides and its application to rotating Sun-like stars
我们确定了一个均匀旋转的恒星的潮汐扰动，由于同伴的反应。一般的周期轨道和抛物线飞掠被认为是。我们评估能量和角动量交换率的贡献之和，从正常模式允许耗散过程。我们考虑的情况下，当响应是由一个可识别的定期频谱的低频模式，如重力模式的贡献为主，并评估它在非常弱的耗散的限制。我们的形式主义可以适用于类太阳恒星的辐射核心和对流信封和更大质量的恒星对流核心和辐射信封。我们提供了能量和角动量转移的一般表达式，适用于任何偏心率的轨道。详细计算了类太阳恒星在慢自转区的平衡态，在平衡态中忽略离心畸变，对简正模采用传统的近似。我们使用的WKBJ程序和直接数值计算，这被发现是在良好的协议制度的利益。最后，我们使用我们的形式主义，以确定一个对象的演化时间尺度，在轨道上的小偏心率，围绕太阳的恒星，其中的潮汐响应是假设发生。考虑无旋转或同步旋转的系统。只有旋转修改的重力模式下考虑波耗散发生在恒星中心附近的假设。
2013-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotating Stellar Models Can Account for the Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate Age Clusters
我们发现，在中间年龄大麦云（LMC）集群，通常归因于年龄的传播几百万年，可以很容易地占扩展的主要序列关闭变量恒星旋转在同时代的人口。我们计算合成测光旋转恒星演化模型的网格，并插入它们产生在各种旋转速率和方向的等时线。一个扩展的主层序关闭自然地出现在颜色-星等图上，年龄在1 Gyr以下，在~1 Gyr和1.5 Gyr之间达到峰值，并在2 Gyr左右逐渐消失。然后，我们拟合我们的插值等时线的眼睛四个LMC集群非常扩展的主序列关闭：NGC 1783，1806，1846和1987。在每一种情况下，具有单一年龄和金属丰度的恒星星族可以很好地解释观测到的关闭区域的范围。新的恒星模型几乎没有预测到关闭颜色与旋转vsini的相关性：关闭的红色边缘是由慢旋转和边缘快速旋转的组合组成的。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution and Properties of Rotating Massive Star Populations
我们研究了大质量（>10 Msun），旋转，单星恒星星族的各种初始旋转速率（v/vcrit=0.0，0.2，0.4，0.5，和0.6）的综合性能。我们耦合新的MESA等时线和恒星轨迹（MIST）模型的灵活的恒星星族合成（FSPS）包，扩展恒星星族合成模型，包括非常大质量的恒星（>100 Msun），这可能是显着的第一个~4万年后的星暴的贡献。这些模型预测的电离光度与最近对年轻核星团的观测结果一致。我们还构造了假设初始自转速率分布的复合恒星星族。即使在低金属丰度的环境中，旋转有一个显着的大质量恒星的演化的影响，我们发现，恒星星族模型需要一个显着的贡献，从快速旋转（v/vcrit>0.4）的恒星，以维持生产电离光子超过几个百万年后的星暴。这些结果对大质量恒星的宇宙再电离和解释高红移恒星形成星系中的星云发射线具有潜在的重要意义。
2017-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fake plunges are very eccentric real EMRIs in disguise ... they dominate the rates and are blissfully ignorant of angular momentum barriers
大质量黑洞（MBH）捕获星系核中的致密天体是绘制其周围时空的最佳方法。人们错误地认为，在捕获轨道上具有很高偏心率的恒星黑洞等致密天体在强烈的辐射爆发（称为“直接坠落”）后，系统就会消失。我们证明，这些非常偏心的捕获轨道实际上花费类似数量的周期在一个像丽莎的检测器，如果中央MBH旋转的偏心率较低。虽然高偏心率EMRI的速率较高，但自旋也提高了低偏心率EMRI的速率。最后一种受到了更多的关注，因为高偏心率EMRI被认为是直接暴跌，因此可以忽略不计。另一方面，最近的恒星动力学研究表明，在相空间中似乎有一个复杂的作用于这些低偏心率捕获，因为它们的速率显着降低的存在下，在轨道角动量变化的速度发生阻塞。这种所谓的“史瓦西势垒”是相对论性岁差对恒星势矩影响的结果，因此它影响了共振弛豫对低偏心率EMRI的增强。我们确认和量化这个障碍的存在，使用一个统计样本的2,500直接求和N体模拟使用后牛顿，但也是第一次，测地近似的相对论轨道。障碍的存在阻止了“传统EMRI”接近中央MBH，但如果中央MBH正在旋转，则速率将无论如何由高度偏心的极端质量比吸气主导，其傲慢地忽略障碍的存在，因为它们由两体松弛驱动。
2012-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
