Stellar Mass Segregation in Dark Matter Halos
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本研究通过碰撞N体模拟探讨了平滑暗物质晕内碰撞弛豫驱动的恒星质量分层效应，发现其显著影响低质量恒星分布与双星形成，提示在区分星团与矮星系时应谨慎使用该准则。
2025-10-31 astro-ph.GA
Influence of Bar Formation on Star Formation Segregation and Stellar Migration: Implications for Variations in the Age Distribution of Milky Way Disk Stars
通过模拟类银河系星系，发现棒形成时期驱动内盘恒星形成峰值和向外迁移，造成外盘年龄分布峰值，并暗示太阳圈恒星年龄分布应有约80亿年对应峰。
2025-05-22 astro-ph.GA
Gas expulsion vs gas retention in young stellar clusters II: effects of cooling and mass segregation
气体驱逐或气体滞留是大多数球状星团中多恒星星族和轻元素反相关模型的核心问题。剩余物质的成功驱逐或保留在年轻的星团中，对于理解恒星形成如何在现代和古代恒星形成星系中进行以及具有多个恒星星族的原球状星团是否在现代形成也具有根本的重要性。通常认为，要么是残余气体被恒星风和超新星爆炸从恒星形成云中迅速喷出，要么是残余气体的富集和第二代恒星的形成发生得如此之快，以至于恒星的负反馈并不显著。在这里，我们继续我们的研究在极端环境中的星团的早期发展，并讨论了限制，强辐射冷却和恒星质量分离提供的气体从致密的恒星形成云驱逐。讨论了恒星形成云的大量物理初始条件，包括恒星形成云的质量、致密性、气体金属丰度、恒星形成效率和大质量恒星分离的影响。它表明，在足够大的质量和紧凑的集群热冲击风个别大质量恒星周围可能会冷却之前与他们的邻居合并。这极大地减少了负的恒星反馈，防止了全球星团风的发展，并将残余和处理过的物质驱逐到周围的星际介质中。获得了分离气体排出和气体保留区域的临界线。
2018-05-23 astro-ph.GA
Possible smoking-gun evidence for initial mass segregation in re-virialized post-gas expulsion globular clusters
本文利用$N$体直接计算方法研究了现今球状星团（GCs）中嵌入气体的前体的残余气体排出对恒星质量函数（MF）的影响。我们的模型要么开始潮汐填充或欠填充，无论有或没有原始质量分离。我们涵盖了1亿年模拟星系团的演化，并表明最初质量分离的星系团中残余气体的排出导致低质量（$m\leq 0.50 M_\odot$）和中等质量（$\simeq 0.50-0.85 M_\odot$）状态下恒星MF的斜率显着较浅。因此，残余气体排出和原始质量分离的印记可能是可见的，在今天的MF。我们发现，外部潮汐场的强度，作为一个重要的参数，影响的程度扁平化，这样一个原始的质量分离的潮汐填充集群与$r_h/r_t\geq 0.1$显示出强烈的亏损MF在中间恒星质量范围。因此，当今恒星MF在该质量范围内的形状可以探测银河系环境中星系团的诞生地点。我们还发现，这种扁平同意与观察到的集群的浓度和MF斜率之间的相关性，发现由de Marchi等人。我们发现，如果原始质量分离星系团中残余气体的排出是导致这种相关性的原因，那么GCs很可能是在早期原银河系势中强烈波动的局部潮汐场中形成的，这支持了Marks \& Kroupa最近的结论.
2015-09-23 astro-ph.GA
On the Segregation of Dark Matter Substructure
我们提出了第一个全面的分析分离的暗物质subhaloes在其主机晕。使用数值模拟，我们研究了12个不同的subhalo属性的轨道能量和晕中心半径（在真实空间以及投影）的隔离。吸积红移使暗晕强烈分离，这是其宿主晕由内而外组装的结果。由于较早被吸积的次晕经历了更多的潮汐剥离，在下沉时失去了大部分质量的次晕处于更多的束缚轨道上。在吸积时，深晕的质量和最大圆周速度也有很强的分离。我们证明，这种隔离的一部分已经印在下降的条件。对于大质量的次晕，它随后被动力学摩擦所推动，但仅在它们的第一个径向轨道期间。这两种效应的影响被抵消，不过，事实上，更大的吸积质量的subhaloes吸积后。由于潮汐剥离，subhaloes揭示了很少或没有分离的现代质量或最大圆周速度，而相应的扭矩导致subhaloes在更多的约束轨道有较小的自旋。有一个微弱的倾向，形成较早的subhaloes被隔离向他们的主机晕，这是一个间接的后果，即（子）晕形成时间与其他相关的中心，强烈隔离的属性。我们讨论了我们的研究结果的星系群和星系团的卫星星系的隔离的影响。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
Age and mass segregation of multiple stellar populations in galactic nuclei and their observational signatures
核星团（NSC）是已知存在于星系核中大质量黑洞（MBH）周围的星团。它们被认为是通过气体流入星系核后的原位恒星形成和/或通过多个星团的坠落而形成的。在这里，我们研究后者，并探讨的NSC的复合结构，其关系的各种恒星星族起源于它的祖先落星系团。我们使用N-体模拟集群坠落，并表明，这种情况下可能会产生观测签名的形式年龄分离：在NSC的恒星属性（如恒星年龄和/或金属丰度）的分布反映了不同的集群的坠落历史。在不同的时间（动力学年龄）坠落的星团的恒星星族，在NSC中是有差别的分离，并且即使经过几个Gyrs的演化也没有完全混合。此外，径向属性的恒星星族在祖集群映射到他们的径向分布在最后的NSC，可能导致有效的质量分离NSC，即使是那些弛豫时间长于哈勃时间。最后，整体结构的恒星星族目前的非球形配置，并显示出显着的集群集群人口的差异。
2014-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global mass segregation in hydrodynamical simulations of star formation
最近的分析质量分离诊断在恒星形成区域邀请比较与恒星形成的流体动力学模拟的输出。在这项工作中，我们研究了在省略反馈的流体动力学模拟的情况下“恒星”（即模拟中的下沉粒子）的质量分离状态。我们首先讨论的方法来量化质量分离的子结构区域，无论是基于最小生成树（艾利森的λ），或通过分析恒星质量和本地恒星表面数密度之间的相关性。我们发现，即使是一个单一的“离群值”（即一个大质量的对象远离其他恒星）的存在下，可以导致阿利森λ方法来描述系统的反向质量分离，即使在现实中最大的下沉粒子是压倒性的中心的子集群。我们表明，一个变种的Lambda方法是不太容易受到这种趋势，但也主张在恒星质量与当地表面数密度的平面上的数据的另一种表示。流体动力学模拟表明，全球质量隔离从很早的时候，继续在整个模拟，只有轻微的影响，在子集群合并。我们发现，这是大约。2-3%的“大质量”下沉粒子（m > 2.5 Msun）相对孤立，因为它们已经在那里形成，尽管其他下沉粒子可以在它们附近形成。从子星系团中喷射出的大质量下沉粒子对孤立的大质量下沉粒子的数量没有贡献，因为计算中的引力软化抑制了这一过程。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar-mass black hole population in the globular cluster NGC 6101?
Dalessandro等人在银河系球状星团NGC 6101中观测到类似的蓝离散星和主序星的分布，并将这一特征解释为该星团没有质量分离的迹象。使用直接N体模拟，我们发现，一个显着的量的质量分离，预计与NGC 6101的质量，半径和年龄的集群。因此，不能用星系团还没有动态演化的论点来解释没有质量分离的现象。通过改变恒星质量黑洞的保留分数，我们发现，在具有高黑洞保留分数的星系团中（超新星爆发后>50%，动力学演化后>50%），分离是不可观察的。然而，所有的模型星团都有相同数量的质量分离，即恒星和残骸的平均质量随着距离中心的距离而下降。我们还讨论了如何运动学可以用来进一步限制恒星质量的黑洞人口的存在，并将其与中等质量黑洞的影响区分开来。我们的结果意味着黑洞的反冲速度低于中子星的反冲速度。NGC 6101在动力学演化过程中的大滞留分数可以解释为它是在银河系卫星中以大初始半径形成的。
2016-09-06 astro-ph.GA
Preprocessing, mass loss and mass segregation of galaxies in DM simulations
我们调查的质量损失的星系团和星系团的高分辨率DM模拟。我们检测到弱质量分离组/集群晕的内部区域，与观测结果一致。这适用于使用它们现在的质量或过去的最大（峰值）质量选择的星系类似物样本。我们发现一个强大的径向趋势的分数质量损失的星系，因为峰，独立于他们的质量。这表明，分离是由于大质量星系形成更接近晕中心，而不是优先破坏晕中心附近的较小星系。我们将样本分为星系，它们是作为一个群体与作为一个单一的，不同的晕吸积的。我们发现了强有力的证据预处理-成组的星系失去了$\sim 35-45\%$的峰值质量之前，被吸积到其最终的主机晕，相比单一的星系失去了$\sim12\%$。然而，在吸积之后，单个星系比成组的星系失去更多的质量。这些结果是一致的情况下，分组星系预处理在较小的晕，而单个星系“赶上”的总质量损失，一旦它们被吸积到最后的主机晕。质量损失的分数与星系质量和宿主质量无关，并随着在稠密环境中的时间增加而增加。
2017-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass segregation in the outer halo globular cluster Palomar 14
我们提出了外晕球状星团Palomar 14的质量分离的证据，这是直观上意想不到的，因为它的现今两体弛豫时间大大超过了哈勃时间。基于哈勃空间望远镜的影像资料，我们分析了在0.53-0.80 M_sun质量范围内，星团内部39.2 pc的恒星质量函数的径向依赖性，范围从主序关闭下降到V波段27.1 mag.在不同半径的质量函数很好地近似于幂律，并从0.6+/-的浅斜率上升0.2在集群的核心，以1.6+/-0.3的斜率超过18.6 pc。这似乎与Beccari等人（2011年）的发现相矛盾，他们解释说，与（质量较小的）红巨星和水平分支恒星相比，该星团的（质量较大的）蓝离散星的未分离人口，作为该星团尚未经历动力学分离的证据。我们将讨论如何协调这两种结果。我们的研究结果表明，集群要么是原始的大规模隔离和/或用于显着更紧凑的过去。对于后一种情况，我们提出潮汐冲击作为驱动集群的膨胀，这将意味着帕洛玛14是在一个高度偏心的轨道机制。相反，如果星团形成时已经扩展，并且有原始的质量分离，这可能支持星团的吸积起源。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cluster assembly and the origin of mass segregation in the STARFORGE simulations
恒星形成于密集的星团环境中，来自新形成恒星的反馈最终会蒸发气体，终止恒星的形成，留下一个或多个星团。使用STARFORGE模拟，有可能在分子云内模拟整个过程，同时明确地演化气体辐射和磁场，并遵循单个低质量恒星的形成。我们发现，个别恒星形成地点合并，形成更大的结构，同时仍然吸积气体。因此，集群是通过一系列的合并而形成的。在集群的组装过程中，一小部分的恒星从他们的集群弹出，我们发现没有显着的差异之间的质量分布的弹出的恒星星族和集群内的恒星。恒星形成点是星团的基石，它们开始时质量分离，中心有一颗或几颗大质量恒星。当它们合并时，新形成的星系团保持了这一特征，使它们具有质量分离的亚结构，而它们本身没有被集中凝聚。合并的集群通过其成员之间的动力学相互作用放松到中心凝聚的质量分离配置，但这个过程不会在反馈将剩余气体从集群中排出之前完成。在模拟运行中，无气体的团簇然后变得未结合并破裂。我们发现，湍流驱动和周期性云的几何形状可以显着减少集群和防止气体驱逐。同时，初始表面密度和湍流水平对星团演化的影响很小，尽管恒星形成历史有显着不同。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are hierarchically formed embedded star clusters surviving gas expulsion depending on their initial conditions?
利用N体模拟方法，利用分形分布研究了具有不同原始质量分离水平的年轻嵌入星团的溶解过程。我们结合了几个星团的维里和亚维里全球国家与普卢默和均匀的密度分布来模仿气体。星团的质量为Mstars = 500 Mo，遵循初始质量函数，其中恒星与中心的最大距离为r = 1.5 pc。星团被放置在云中，在相同的半径下，质量为Mcloud = 2000 Mo，导致恒星形成效率为0.2。我们在非常早期的阶段立即去除背景电位，模仿气体排出的最具破坏性的场景。结合恒星质量的分数的演变是遵循了总共16万年的模拟与恒星演化和没有。我们比较我们的结果与以前的作品使用等质量粒子的分析物理模型被用来估计气体排出后的束缚质量分数。我们发现，与初始条件无关，在气体排出后，束缚恒星质量的分数可以很好地预测，但在后期阶段往往会较低，因为这些系统由于包含更强的两体相互作用而演变。现实的初始质量函数。这种差异是独立的原始质量分离水平。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation and sequential star formation in NGC 2264 revealed by Herschel
星团的质量分离可能是原始的，而不是动态的。尽管对星团质量分离的研究已经相当丰富，但对恒星祖先的研究还很缺乏，因此质量分离的起源和演化问题仍然是一个悬而未决的问题。我们的目标是描述NGC 2264分子云的结构，并比较该地区的团块和年轻恒星天体（YSO）的种群，其丰富的YSO种群已显示出连续恒星形成的证据。利用多尺度分割技术，将NGC 2264的Herschel柱密度图分成三个分区，并比较了它们的云功率谱。我们在整个NGC 2264云中确定了256个典型大小为0.1 pc，质量从0.08 Msun到53 Msun的团块。虽然在整个星云中都检测到了团块，但NGC 2264的中央分区集中了大部分的大质量团块。局部表面密度和质量分离比确实表明了15个质量最大的团块的质量分离的强烈程度，其中位$Σ_6$是整个团块人口的三倍，而$Λ_{MSR}$约为8。我们发现，这团巨大的团块是在一个高密度云脊内形成的，云脊本身就形成了，而且可能仍然是由在中部次区域较大尺度上观察到的高浓度气体提供的。对NGC 2264中的星团和YSO星群的综合研究所获得的时间序列表明，恒星的形成开始于北部次区域，现在正在中心积极发展，不久将在南部次区域开始。综合起来，NGC 2264的云结构、团块和YSO的数量支持恒星形成的动力学场景。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear Star Clusters and Bulges
核星团是已知的致密恒星系统之一，在早型和晚型星系中都很常见。它们与宿主星系的比例关系可能与超大质量黑洞的比例关系有关。因此，这些可能有助于我们解开发生在星系中心的复杂物理过程。核恒星系统的性质表明，它们的形成需要耗散和无耗散两种过程。它们拥有不同年龄的恒星星族，从与宿主星系一样古老的恒星到最近1亿年形成的年轻恒星。因此，恒星的形成必须直接发生在核星团或其附近。长期的过程，燃料形成的pseudobulges很可能也有助于核星团的增长。
2015-04-22 astro-ph.GA
The Global Mass Functions of 35 Galactic globular clusters: II. Clues on the Initial Mass Function and Black Hole Retention Fraction
在本文中，我们将Sollima & Baumgardt（2017）最近确定的银河系球状星团的质量函数斜率与一组包含65，000至200，000颗恒星的星团的专用N体模拟进行了比较。我们从一系列的初始质量函数（IMF），黑洞保留分数和母星系的轨道参数开始研究星系团。我们发现，当今的质量函数的球状星团同意与预期的星团开始与Kroupa或Chabrier IMF的，是不兼容的集群开始与单一的幂律质量函数的低质量恒星。Sollima & Baumgardt（2017）研究的球状星团中看到的质量分离量可以完全解释为来自最初未分离的星团的两体弛豫驱动的质量分离。基于目前的全球质量函数，我们预计，一个典型的球状星团在我们的样本已经失去了约75%的质量，因为形成，而最演化的集群已经失去了超过90%的初始质量，并应在未来1至2 Gyr溶解。Sollima和Baumgardt研究的大多数星团也显示出它们的中心和全球MF斜率之间的巨大差异，这意味着大多数银河系球状星团要么接近要么已经过去核心坍缩。在大多数星团中看到的强烈的质量分离也意味着在球状星团中形成的所有黑洞中只有一小部分仍然存在于其中。
2017-10-26 astro-ph.GA
Radial trends in Galactic globular clusters and their possible origin
银河系球状星团（GGC）在半质量半径处的弛豫时间通常在几个Gyr之内。因此，考虑到它们的年龄在12-13 Gyr左右，预计大多数GGC都是很好的弛豫系统。因此，主序（MS）上相同初始质量的恒星之间的任何初始径向分离，特别是现在的亚巨星和红巨星分支（SGB，RGB）恒星的祖先应该已经消散。然而，迄今为止，已经积累了一系列与这些期望相矛盾的证据。这个悖论可以通过考虑恒星碰撞的影响来解决。它们发生在特别高的速度在崩溃的GGC核，似乎是主要负责未放松的中心区域和径向偏析观察。我们提请注意，实际观察到的碰撞蓝离散应该比他们的低质量的同行形成和积累在和低于目前的MS关闭。这样做的结果是，具有给定光度的MS/SGB/RGB恒星的质量并不相同，而是落在一个质量范围内。
2018-12-27 astro-ph.GA
The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function
银河系中心是银河系中最活跃的恒星形成场所，特别是最近形成的高质量恒星，今天仍在形成。然而，由于我们是通过银河系盘来观察银河系中心，因此在研究该区域时，灭绝的知识至关重要。拱门星团是一个年轻的大质量恒星爆发星团，位于银河系中心附近。我们观察到拱集群的潮汐半径使用KS波段成像获得NAOS/CONICA在VLT与Subaro/思科J波段数据相结合，以获得一个完整的了解集群质量分布。我们发现，在拱星团，这已被用于在以前的研究中建立一个银河系中的恒星形成过程的质量上限，最大质量的恒星的质量的确定，强烈依赖于假设的斜率的消光定律。假设两个制度的广泛使用的红外消光定律，我们表明，差异可以达到30%的个别导出的恒星质量和Δ AKs ~ 1级收购KS-波段消光，而现今的质量函数的斜率变化~ 0.17德克斯。假设最近的消光定律，得出的现今质量函数斜率从地核（r<0.2 pc）的平坦斜率alpha_{Nishi} =-1.50 \pm 0.35增加到中间环（0.2 <r<0.4 pc）的alpha_{Nishi} =-2.21 \pm 0.27，其中萨尔皮特斜率为-2.3。质量函数在外环变陡到alpha_{Nishi} =-3.21 \pm 0.30（0.4<r<1.5 pc），表明星团外区的高质量恒星已经耗尽。这幅图像与由于团簇的动力学演化而导致的质量分离是一致的。
2013-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
To collapse or not to collapse: Halo evolution with self-interacting dark matter mass segregation
本文提出一种由两种不等质量粒子组成的自相互作用暗物质（SIDM）模型，通过N体模拟证明其能产生密度核并避免引力热灾变，从而同时解释致密暗物质晕和高中心密度系统。
2025-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Quintuplet Cluster: Extended Structure and Tidal Radius
五联体星团是已知的三个年轻（$<10$ Myr）大质量（M $>10^4$ M $_\odot$）星团之一，距离银河系中心$\sim100$ pc。为了探索在这种极端环境下星团的形成和演化，我们分析了五联体的动力学结构。使用HST WFC 3-IR仪器，我们采取的天体测量和测光的五重覆盖$120''\times120''$视场，这是$19$倍大于以前的自行研究的五重。我们生成一个目录的五重区域与多波段，近红外测光，自行车，和集群成员资格概率$10,543$恒星。我们提出的径向密度分布的$715$候选五联体集群成员与$M\gtrsim4.7$ M $_\odot$出$3.2$ pc从集群中心。$3$ pc的$3σ$下限位于潮汐半径上，表明在此半径范围内缺乏潮汐截断。只有微弱的证据，质量分离被发现，在强烈的质量分离发现的拱门集群，第二个和稍微年轻的大质量集群附近的银河系中心。这是可能的，潮汐剥离阻碍了质量隔离签名，虽然我们没有发现空间不对称的证据。假设拱和五重星系形成的程度相当，我们对五重星系相对较大的核心半径$0.62^{+0.10}_{-0.10}$ pc的测量提供了强有力的经验证据，表明银河系中心年轻的大质量星系团在几百万年的时间尺度上溶解。
2019-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of young dense star clusters through mergers
年轻的星团，如大麦云中的R136和银河系中的NGC 3603，Westerlund 1和2，根据它们当前的弛豫时间，动态演化比预期的要多。特别是，高度的质量分离，相对较低的中心密度，以及附近大量的大质量逃逸恒星的组合很难用这些星团的整体形成来解释。年轻的星团可以达到这样一个成熟的动力学状态，如果它们是通过合并一些质量较小的星团形成的。质量较小的团簇的较短弛豫时间使它们在合并时进一步动态演化，并且合并产物保留了其组成团簇动态演化的记忆。通过一系列的$N$体模拟，我们研究了单个大质量星系团和通过合并小星系团而形成的大质量星系团的动力学演化。我们发现，通过较小的星团合并形成的大质量星团可以再现目前观察到的大质量恒星的空间分布，密度和特征（数量和质量分布）的恒星从年轻的致密星团逃逸。因此，我们得出结论，这些星团和其他可能的年轻大质量星团是通过合并较小的星团形成的。
2012-05-07 astro-ph.GA
Properties of hierarchically forming star clusters
我们进行了系统的分析早期（< 0.5万年）的集群和恒星初始质量函数的湍流碎裂模拟的演变。这些大规模的模拟第一次提供了一个机会，IMF的变化和恒星属性和集群丰富度之间的相关性的统计分析。典型的演化场景涉及小n星团中的恒星形成，然后逐渐合并;第一批形成的恒星是大质量恒星的种子，并在质量获取方面取得领先地位。这些巨大的种子最终会进入星团的核心，而大部分质量较低的新星会在星团的外部形成。由此产生的集群，因此大规模隔离的年龄为0.5万年，虽然大规模隔离的签名是在合并过程中减弱。我们发现，由此产生的IMF有一个较小的指数（α =1.8-2.2）比Salpeter值（α =2.35）。子星团中的IMF在质量仅略大于最大质量恒星时被截断（这取决于星团的丰富度），并且排除了150 Msun的普遍质量上限。我们还发现，模拟显示的IGIMF效应的迹象，提出的Weideland和Kroupa，大质量恒星的频率被抑制在综合IMF相比，IMF在个别集群。我们确定集群通过使用最小生成树算法，可以很容易地比较观测调查数据和湍流破碎模型的预测。特别是，我们提出了定量预测的性质，如集群形态，质量分离的程度，上斜坡的IMF和集群丰富度和最大恒星质量之间的关系。[删节]
2010-02-23 astro-ph.GA
The bound fraction of young star clusters
新形成的星团中的残余气体通过恒星反馈在~ 100万年的时间尺度上被排出。随后的星系团膨胀导致一部分恒星脱离束缚，然后剩下的星系团成员才能重新维里化并形成一个幸存的星系团。我们研究了恒星中气体排出后的束缚分数随初始星团质量的变化，并测量了原始质量分离、恒星演化和太阳距离处的潮汐场的影响。我们还评估了恒星形成效率和气体排出速度的影响。我们进行N体模拟使用Sverre Aarseth的NBODY 7代码，开始与紧凑的集群在其嵌入相和近似的气体排出的指数耗尽外部引力场的装置。我们遵循的过程中，通过详细监测不同的拉格朗日半径超过几个百万年，检查初始半质量半径为0.1 pc，0.3 pc和0.5 pc和初始质量通常范围从$5\times10^3 M_\odot$到$5\times10^4 M_\odot$。所采用的恒星形成效率为0.33的集群体积的结果在一个明显的敏感性气体驱逐速度在一个很宽的质量范围内，而恒星形成效率的变化可以使集群强大的快速下降的外部电位。我们证实，原始的质量偏析导致一个较小的约束分数，其影响可能随质量下降。恒星演化对质量较低的星系团有更大的影响，但通过动力学摩擦加热可以使星系团扩大到类似的程度。所研究的集群扩展以及在其潮汐半径，将生存气体驱逐，即使在一个强大的潮汐场。
2016-11-22 astro-ph.GA
Short and long term evolution of a stellar disk around a massive black hole: The role of binaries, the cusp and stellar evolution
研究了恒星盘绕大质量黑洞的动力学演化。我们探讨了两体弛豫、质量分凝、恒星演化和双星加热对星盘演化的影响，并考虑了核团结构和星盘质量函数的影响。我们使用分析参数和数值计算，并应用它们来研究恒星盘的演化（类似于在银河系中心观察到的; GC），无论是在短（几百万年）和较长（1亿年）的演化时间尺度。我们发现影响盘演化的主要过程是两体弛豫和质量偏析，而双星加热的贡献很小。大质量恒星在运动学加热低质量恒星，并将它们驱动到高偏心率/倾角方面起着主导作用。具有真实质量函数的多质量模型显示盘状恒星的结构是质量分层的，质量最大的恒星居住在较薄的结构中。恒星演化在大质量恒星数量随时间减少的过程中起着重要作用，从而导致弛豫变慢，这些恒星的残余致密天体被激发到更高的偏心率/倾角。在后来的演化阶段，原子核团簇的动力学加热起着越来越重要的作用。我们的结论是，在银河系中心的盘星的高偏心率表明，磁盘形成最初的高偏心率，或集体或长期的过程占主导地位的磁盘演化。最后，我们发现即使在1亿年后，磁盘结构预计仍将保持薄结构。因此，它表明，现在只包含较老，质量较低的恒星的早期磁盘可能仍然在银河系中心被观察到，除非被其他非二体松弛过程破坏/涂抹。
2015-04-22 astro-ph.GA
Evolution of open clusters with or without black holes
本文通过瞬时气体驱离后的 N 体模拟，比较回落缩放的低出生速度与旧有高速度模型，揭示保留黑洞虽在早期影响很小，却会在长期演化中加速质量分层和星团瓦解。
2023-04-24 astro-ph.GA
Dynamical histories of the IC348 and NGC1333 star-forming regions in Perseus
我们提出了在英仙座巨型分子云的年轻（1 - 3万年）恒星形成区IC 348和NGC 1333的恒星的空间分布的分析。我们使用$\mathcal{Q}$参数量化空间结构，发现IC 348和NGC 1333都是光滑的，并且集中在$\mathcal{Q}$参数分别为0.98和0.89的地方。这两个区域都没有出现质量分离（IC 348的$Λ_{\rm MSR} = 1.1^{+0.2}_{-0.3}$和NGC 1333的$Λ_{\rm MSR} = 1.2^{+0.4}_{-0.3}$，其中$Λ_{\rm MSR} \sim 1$对应于没有质量分离），根据$Σ_{\rm LDR}$方法，质量最大的恒星也不存在于恒星表面密度比平均表面密度高的区域。然后，我们约束的动力学历史，因此初始条件的两个区域的观测值比较$N$ -体模拟在适当的年龄。这两个区域的恒星可能以亚维里速度形成，这有助于子结构的合并和平滑星团的形成。初始恒星密度不高于IC 348的$ρ\sim 100 - 500$ M $_\odot$ pc $^{-3}$和NGC 1333的$ρ\sim 500 - 2000$ M $_\odot$ pc $^{-3}$。这些初始密度，特别是NGC 1333的初始密度，足以促进动力学相互作用，这可能会影响$\sim$ 10%的原行星盘和双星。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Berkeley 94 and Berkeley 96: Two Young Clusters with Different Dynamical Evolution
我们对位于英仙座旋臂方向的两个大银河中心距离的年轻星团进行了多波段UBVRcIcJHKs测光，得到的距离和色余分别为3.9 ± 0.11kpc，E（B-V）=0.62 ± 0.05和4.3 ± 0.15kpc，E（B-V）=0.58 ± 0.06。根据上面的颜色-星等图与模型等时线的比较，测得的相应年龄分别为LogAge（yr）=7.5+-0.07和7.0+-0.07。在这两个集群中提出了一个光学PMS成员的序列。此外，还发现了一些具有（H-Ks）过剩的天体，其中一部分可能是质量比光学候选天体小的PMS星团成员。这些来源的空间分布，银河系模型的比较，并在特定情况下的光谱能量分布的污染遥远的红星系的预期数量支持这一建议。根据数值模拟的结果，不同质量范围内成员的空间分布被解释为不同的初始条件和演化动力学路径的集群。Berkeley 94可能是在监督条件下形成的，并遵循所谓的热塌缩模型演化，而Berkeley 96可能是以亚维里结构形成的，并遵循冷塌缩路径演化。这两个过程都能够再现所建议的质量分离程度和质量范围的空间分布。最后，从最大质量的恒星到1.3 Msun左右的PMS星，计算了星团的质量分布。一个可以接受的一般协议与Salpeter IMF斜率。
2013-07-16 astro-ph.GA
A numerical study of stellar discs in galactic nuclei
我们通过直接的$N$ -体模拟来探索超大质量黑洞（SMBH）附近恒星盘的动力学。我们发现，一个孤立的核恒星盘表现出各向异性的质量分离，这意味着大质量的恒星解决到较低的轨道倾角和更圆的轨道比轻的恒星。然而，在恒星盘嵌入在一个更大质量的各向同性星团中的系统中，各向异性的质量分离倾向于被抑制。在这两种情况下，最初薄的恒星盘变得更厚，特别是在内部部分，由于波动的各向异性在球形组件。我们发现，矢量共振弛豫被淬灭在光盘节的进动，但它仍然是最有效的弛豫过程周围的SMBH质量$10^6M_\odot$及以上。在矮星系中发现的质量较小的SMBH，两体弛豫可能占主导地位。嵌入大质量各向同性星团中的星盘在局域二体弛豫时间尺度上最终趋于各向同性。我们的模拟表明，在银河系中心的年轻恒星的动力学主要是由矢量共振弛豫导致的轨道倾角和距离SMBH的分散之间的关系。如果$S$ -恒星形成于一千万年前的圆盘中，它们可能与恒星质量黑洞的尖端或质量高达$1000M_\odot$的中等质量黑洞共存，以重现观察到的角动量散射。
2022-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Orbital statistics of multiple systems formed from small-$N$ subclusters
本研究通过数值 N 体模拟考察小 N 子星团形成多星系统的轨道统计，发现 N=4 或 5、中等转动等参数可同时拟合多星比例与轨道参数分布。
2025-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamical Evolution of Stellar Black Holes in Globular Clusters
我们目前对恒星初始质量函数和大质量恒星演化的理解表明，年轻的球状星团可能已经形成了数百到数千个恒星质量的黑洞，这些黑洞是初始质量来自$\sim 20 - 100\, M_\odot$的恒星的残余物。超新星爆炸产生的诞生反冲可能会将一些黑洞从它们的诞生星团中弹射出来，但大多数应该会被保留下来。利用Monte Carlo方法研究了含有大量恒星黑洞的球状星团的长期动力学演化。我们描述了42个模型的数值结果，涵盖了一系列现实的初始条件，包括高达$1.6\times10^6$星。在几乎所有的模型中，我们发现相当数量的黑洞（直到$\sim10^3$）一直保留到现在。这与以前的理论预期形成了鲜明对比，理论预期大多数黑洞应该在几个Gyr内动态弹出。这种差异的主要原因是，由黑洞驱动的核心坍缩（通过斯皮策“质量分离不稳定性”）很容易通过三体过程逆转，并且只涉及少数质量最大的黑洞，而质量较低的黑洞仍然与远离中心尖点的普通恒星混合。因此，恒星黑洞的快速分离并不像以前经常假设的那样，导致大多数黑洞长期物理分离成一个动态解耦的内核。结合最近在银河系球状星团中探测到的几个黑洞X射线双星候选者，我们的研究结果表明，恒星黑洞在今天的许多球状星团中仍然可能大量存在，它们可能在塑造许多星团的长期动力学演化和当今的动力学结构方面发挥重要作用。
2014-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Size diversity of old Large Magellanic Cloud clusters as determined by internal dynamical evolution
在大麦云星云（LMC）中观察到的星团的大小分布是年龄的函数，这是非常令人困惑的：年轻的星团都是紧凑的，而最古老的系统既有小的，也有大的。它通常被解释为由于双黑洞的人口推动了集群核心的逐步扩张。在这里，我们建议，相反，这是一个自然的结果，只有相对低质量的集群已经形成在最后3 Gyr在LMC和只有最紧凑的系统幸存下来，是可观察的。相反，最古老（和最大质量）的星系团所显示的尺寸分布可以用初始条件和内部动力学演化来解释。为了定量地探讨后者的作用，我们选择了一个样本的5个同时代的和老的LMC集群具有不同的大小，我们估计他们的动力学年龄的水平上的中心分离的蓝离散星（所谓的动力学时钟）。类似于在银河系中发现的，我们确实测量了所选择的同时代星团之间不同水平的动力学演化，大核心系统在动力学上比小尺寸系统年轻。这种行为是完全符合预期的内部动态演化过程中的时间尺度，主要是由每个系统的结构在形成。
2019-09-04 astro-ph.GA
Formation of young massive clusters from turbulent molecular clouds
年轻的大质量星团和疏散星团一样年轻，但比典型的疏散星团质量更大，结构更紧凑。年轻大质量星系团的形成过程目前还不清楚，其形成过程是否与典型的疏散星团相同也是一个悬而未决的问题。我们进行了一系列的$N$体模拟从初始条件构建的湍流分子云的流体动力学模拟的结果。在我们的模拟中，当我们假设恒星形成效率依赖于密度时，疏散星团和年轻的大质量星团都会形成。我们发现，一个本地的恒星形成效率高于50%是必要的年轻的大质量的集群的形成，但疏散星团的形式，从较低的密集地区的本地恒星形成效率为$<50$ %。我们确认，在我们的模拟中形成的年轻大质量星系团的质量，大小和密度分布类似于观察到的年轻大质量星系团，如NGC 3603和Trumpler 14。我们还发现，这些模拟集群的发展，通过层次合并的子集群内的几个百万年，建议最近的模拟和观察。虽然我们不假设初始质量分离，我们观察到，模拟的大规模集群显示出较浅的斜率的质量函数（$Γ\sim-1$）在集群中心相比，整个集群（$Γ\sim-1.3$）。这些值与银河系中一些年轻的大质量星系团，如Westerlund 1和Arches的值一致。
2014-10-21 astro-ph.GA
Growth of intermediate mass black holes by tidal disruption events in the first star clusters
研究了逃逸恒星碰撞形成中等质量黑洞后第一个星团的恒星动力学。我们使用Sakurai et al.（2017）的宇宙学模拟结果来跟踪星团在活动暗物质（DM）晕中的演化。星团内的质量分离促使大质量恒星偶尔被中央IMBH捕获，导致潮汐破裂事件（TDE）。我们发现TDE率与IMBH质量成比例，为$\dot{N}_{\rm TDE}\sim0.3\,{\rm Myr}^{-1}(M_{\rm IMBH}/1000\,{\rm M}_{\odot})^2$。DM分量通过从外部剥离恒星来影响星团演化。当星团内DM密度增加时，恒星的速度色散增加，TDE率减小。到了TDE，中央的IMBH在1500万年内增长到与$700-2500\,{\rm M}_{\odot}$一样大。IMBH可能是在$z\gtrsim 6-7$观测到的超大质量黑洞形成的种子，如果通过星系合并和/或大规模气体吸积提供了大量的气体，或者它们可能从早期时代到现在的宇宙仍然是IMBH。
2019-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Star Cluster Formation in a Turbulent Molecular Cloud Self-Regulated by Photo-Ionisation Feedback
银河系中的大多数恒星被认为是在星团内由坍塌的分子云形成的。然而，恒星形成的完整过程，从母云到无气体星团，仍然知之甚少。我们使用RAMSES-RT程序对湍流分子云的坍缩进行了辐射流体动力学模拟。恒星是使用下沉粒子建模的，我们自洽地遵循电离辐射的传播。我们研究不同的反馈模型如何影响气体从云中排出，以及它们如何塑造新兴星团的最终属性。我们发现，恒星形成效率较低的反馈模型。反馈也改变了恒星质量函数的高质量端。更强的反馈也允许建立一个低密度的星团，它可以保持维里或亚维里状态。在没有反馈的情况下，恒星形成效率非常高，最终的恒星密度也是如此。结果，高能量的近距离碰撞使团簇迅速蒸发。其他指标，如质量分离，多系统和逃逸恒星的统计数据证实了这一说法。年轻星团的观测结果与我们的强反馈模拟结果最吻合。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Intermediate Mass Black Holes in Galactic Nuclei
大多数恒星演化模型预测黑洞（BH）不应该存在于大约$50-70$ M $_\odot$以上，这是对不稳定质量间隙的下限。然而，最近的LIGO/Virgo探测表明存在质量在这个阈值或以上的BH。我们认为，大质量黑洞，包括中等质量黑洞（IMBHs），可以通过恒星质量的黑洞和周围的主序星之间的碰撞在星系核中形成。考虑到动力学过程，如碰撞，质量分离，和松弛，我们发现，这个通道可以是相当有效的，形成IMBHs作为大规模的$10^4$ M $_\odot$。这个上限假设：（1）黑洞吸积了在每次碰撞中捕获的恒星质量的相当一部分;（2）新恒星被引入SMBH附近区域的速率足够高，足以抵消恒星破裂和恒星-恒星碰撞造成的消耗。我们在文中讨论了这些关键假设的偏差。我们的研究结果表明，在对不稳定的质量间隙和IMBHs的BH可能是无处不在的银河系中心。这个形成通道对观测有影响。恒星和黑洞之间的碰撞可以产生电磁信号，例如，来自X射线双星和潮汐破裂事件。此外，通过这个通道形成的质量隙中的黑洞和IMBH都可以通过引力波与星系核中心的超大质量黑洞合并。这些引力波事件是极端和中等质量比的inspirals（EMRI和IMRI，分别）。
2022-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
