Primordial mass segregation of star clusters: The role of binary stars
对年轻恒星形成区的观测结果表明，星团在诞生时是完全质量分离的。随着星团的动态演化，这些初始条件逐渐丧失。对于只有单个恒星和一个正则IMF的星团，有人建议这些初始条件的痕迹在$τ_{\rm v}$ 3和3.5半质量弛豫时间之间消失。通过数值模型，我们研究了原初双星布居对原初质量分离丧失的作用。我们发现，$τ_{\rm v}$似乎并不依赖于双星分布，产生$3 < τ_{\rm v} / t_{\rm rh} < 3.5$。我们还得出结论，完全大规模隔离的集群，即使与二进制文件，是更兼容的，与当今的ONC比非隔离的。
2020-01-06 astro-ph.GA
Hierarchical formation of Westerlund 1: a collapsing cluster with no primordial mass segregation?
我们研究的大规模，年轻的集群Westerlund 1的子结构和质量分离的水平。我们发现它相对光滑，很少或没有质量分离，但大质量恒星位于明显高于平均表面密度的区域。虽然不能排除Westerlund 1演化的扩张或反弹情景，但我们认为解释这些观察结果的最自然模型是Westerlund 1形成时没有原始质量分离，并且尺寸与我们现在观察到的相似或更大。
2017-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The fingerprint of primordial mass segregation on the tidal tails of star clusters
Institute for Advanced Studies in Basic Sciences (IASBS)（基础科学高等研究院）；Helmholtz-Institut für Strahlen-und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔霍兹辐射与核物理研究所）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究院）；Center for International Scientific studies and Collaborations (CISSC), Ministery of Science, Research and Technology（科技研究部国际科研合作中心）；Faculty of Computer and Information Science, University of Ljubljana（卢布尔雅那大学计算机与信息科学学院）
研究原初质量分离（PMS）对星团潮汐尾结构的影响，通过N体模拟分析不同PMS程度及黑洞保留情形的星团，发现PMS影响早期星团膨胀及潮汐尾形成，其影响随时间减弱。
2026-07-01 astro-ph.GA
Evolution of Massive Black Hole Binaries in Collisionally Relaxed Nuclear Star Clusters -- Impact of Mass Segregation
大质量黑洞（MBH）双星被认为是最重要的引力波（GW）源之一，可以被像LISA这样的GW探测器探测到。然而，有很多的不确定性的MBH二进制的动态在导致GW排放阶段的阶段。最近有人提出，核星团（NSC）可以提供一个可行的途径，以克服最终秒差距的问题，MBH双星在星系的中心。NSC是碰撞系统，其中动力学将通过质谱的存在而改变。在这项研究中，我们使用了一套高分辨率的$N$体模拟超过100万个粒子，以了解如何碰撞弛豫下的NSC粒子的质谱的存在下，影响两个NSC合并下的MBH二进制的动力学。我们认为MBH二进制不同的质量比和额外的非放松模型。我们发现，碰撞弛豫驱动的质量偏析可以导致加速硬化在较低的质量比的二进制文件，但在较高的质量比的二进制文件有相反的效果。至关重要的是，放松的模型还表明，在二进制形成和硬化阶段，导致更长的合并时间尺度可以忽略不计的增长低得多的偏心率。结果是强大的，并突出了碰撞弛豫的重要性，改变动力学的二进制。我们的模型是最先进的，使用零软化，和足够高的颗粒数来逼真地模拟NSC。
2022-11-17 astro-ph.GA
Effects of Primordial Mass Segregation on the Dynamical Evolution of Star Clusters
在本文中，我们使用N体模拟研究的原始质量分离的早期和长期演化的星团的影响。我们的模拟表明，在分离的集群早期质量损失由于恒星演化触发一个更强的膨胀比未分离的集群。潮汐有限，强烈隔离集群可能会迅速溶解，作为这种早期扩张的结果，而隔离集群最初填充其罗氏叶可以生存的早期扩张，并有一个类似于未隔离集群的寿命。长寿命的初始分离的集群往往有松散的结构，并达到核心崩溃后，在其演变比最初unsegregated集群。我们还比较了动力学演化对低质量主序星的全球恒星质量函数（MF）的影响。在所有的情况下，当星系团失去恒星时，MF都会发生变化。在一个快速溶解的初始分离的集群中，由给定的质量损失引起的MF平坦化的量小于未分离的集群。另一方面，一个长寿命的分离集群的MF的演化与最初未分离的集群的MF的演化非常相似。
2009-04-24 astro-ph.GA
High Mass-ratio Binary Population in Open Clusters: Segregation of early type binaries and an increasing binary fraction with mass
双星在天体物理学研究中起着至关重要的作用，因为很大一部分恒星都是双星。在银河系中，双星分数（BF）随恒星质量的变化而变化，但在星系团中进行这种研究需要双星的识别和成员信息。在这里，我们估计总的和光谱类型明智的高质量比（HMR）BF（$f^{0.6}$）在23个疏散星团使用未解决的二进制的颜色星等图使用\textit{Gaia} DR 2数据。我们引入分离指数（SI）参数跟踪质量分离的HMR（总和质量明智）的二进制文件和参考人口。研究发现，在疏散星团中，（1）质量范围为0.4- 3.6 Msun的HMR BF（早M型到晚B型）的HMR值在0.12 - 0.38之间，峰值在0.12- 0.20之间;（2）老星团的HMR BF值相对较高，（3）质量比分布不可能是平坦分布，BF（总）$\sim$（1.5 ~ 2.5）$\times f^{0.6}$，（4）从B型晚期到K型，BF（总BF）逐渐减小，与银河场星一致，（5）较老的星团表现出HMR双星的径向分离，（6）B型和A/F型HMR双星在一些年轻星团中表现出径向分凝，表明它们是原始起源的。这项研究将限制初始条件，并确定的主要机制，调节二进制形成集群。HMR双星的原始分离可能是由于在分子云的坍缩阶段空间分离的大量团块。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial mass segregation in simulations of star formation?
我们采取最终结果的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟恒星的形成，其中包括从光电离和恒星风的反馈，并进一步发展他们的1000万年使用$N$体模拟。我们比较每个模拟的演变，没有反馈的控制运行，并与光电离反馈运行。与以前的工作一样，我们发现反馈的存在防止了大质量恒星的失控增长，由此产生的恒星形成区域密度较低，并保持其初始子结构更长时间。除了恒星风的反馈相比，只产生轻微的差异与模拟光电离反馈。我们在不同阶段的模拟中寻找质量分离，在SPH运行中的反馈被打开之前，在SPH运行结束时（在$N$ -身体整合之前）和在$N$ -身体进化期间。一个模拟是否是原始的质量分离（即在动力学演化之前）在很大程度上取决于质量分离是如何定义的，不同的测量质量分离的方法给出了明显矛盾的结果。在模拟中，当恒星形成受到反馈的影响时，原始质量分离也不太常见。在随后的（无气体）动力学演化过程中也可以发生进一步的动力学质量分离。综上所述，我们的研究结果表明，在模拟中解释大质量恒星相对于低质量恒星的空间分布时，应该非常谨慎。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of Hardness of Primordial Binaries on Evolution of Star Clusters
利用N体模拟研究了原始双星硬度对星团整体演化的影响。利用新近开发的程序ESTILLA，我们模拟了11个N=16384的原始双星团，每个团的结合能在1-300kT_0范围内相等，其中1.5kT_0是初始时刻的平均恒星动能。我们发现，在软极限（< 3kT_0）和硬极限（> 300kT_0），团簇都经历了深核坍缩。在中等硬度（10-100kT_0）时，由于原始双星的能量释放，地核坍缩到一半就停止了。停止时的核心半径可以用它们的能量来解释
2010-05-13 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
The Frequency and Mass-Ratio Distribution of Binaries in Clusters II: radial segregation in the nearby dissolving open clusters Hyades and Praesepe
本研究分析毕星团与鬼星团的径向分离，发现潮汐半径内双星频率和质量比更高，首次检测到质量比径向分离，揭示了瓦解星团中双星分布规律。
2024-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation in diverse environments
本文用2MASS测光方法研究了9个星系团的质量函数$ϕ(M) = dN/dM \propto M^{-α}$，这些星系团的年龄从400万年到1.2亿年不等，银河中心距离从6到12千秒差距不等。我们寻找证据的质量分离在这些集群跟踪的变化在不同地区的集群的参数$τ= t_{age}/t_{relax}$（其中$t_{age}$是集群的年龄和$t_{relax}$是集群的弛豫时间），银河中心距离，年龄和集群的大小的函数的$α$值。$α$值随年龄和$τ$增加而增加，并分别与$m=0.40\pm0.03$、$c=-1.86\pm0.27$和$m=0.01\pm0.001$、$c=-0.85\pm0.02$给出的斜率$m$和y截距$c$拟合直线，并且是所涉及的动力学过程的明确指示。$α$与年龄的Pearson积差相关性的置信水平为0.76，p=0.002，与$τ$的Pearson积差相关性的置信水平为0.71，p=0.007。$α$的值也随着银心距离的增加而增加，表明在银心距离较大的星团中存在着相对较多的低质量恒星。我们发现两个集群，即IC 1805和NGC 1893，原始或早期动力学质量分离的证据。讨论了原始质量分离对大质量恒星形成的影响以及最近支持早期动力学质量分离的结果。
2011-01-11 astro-ph.GA
Evolution towards energy equipartition in star clusters: effects of the tidal field, primordial binaries, and internal velocity anisotropy
本文是研究星团向能量均分（EEP）演化的系列文章中的第二篇。在这里，我们专注于宿主星系的外部潮汐场，初始各向异性的速度分布，和原始双星人口的影响。我们的$N$ -体模拟结果表明，无论潮汐场的强度或原始双星的比例如何，（i）初始各向异性系统的中间和外部区域向EEP的演化比各向同性系统的演化快，（ii）速度色散的切向和径向分量的演化也以不同的速率进行;和（iii）最初各向同性系统的外部区域显示出朝着“反转”EEP状态演化的趋势，在这种状态下，低质量恒星的速度色散比高质量恒星小。我们还发现，与原始双星的集群留在EEP甚至更远的系统只包含单星。最后，我们表明，所有这些结果也持有时，EEP的程度是使用测量的投影量，因为它是在观察性研究中进行计算，我们的研究结果可以用当前和即将到来的观测数据进行测试。
2021-10-27 astro-ph.GA
Investigating Mass Segregation of the Binary Stars in the Open Cluster NGC 6819
本研究利用 Gaia、2MASS 和 Pan-STARRS 测光数据结合 BASE-9 软件识别疏散星团 NGC 6819 中的双星，首次发现该星团存在显著的双星质量分层现象。
2024-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical mass segregation on a very short timescale
我们讨论了恒星团簇形成的观测和理论，认为团簇形成动态冷（亚维里）和子结构。然后，我们进行了合奏的模拟凉爽，cloughness（分形）集群，并表明，他们往往动态质量分离的时间尺度远远短于预期的简单模型。质量分离是通过产生一个寿命短，但非常密集的核心来实现的。这表明，在猎户座星云星团这样的星团中，大于4 Msun的恒星可以在星团的当前年龄内动态地进行质量分离。因此，在明显动态的年轻星系团中观察到的质量分离不一定是原始的，而可能是快速而剧烈的早期动力学演化的结果。
2009-06-26 astro-ph.GA
Monte Carlo modelling of globular star clusters - many primordial binaries, IMBH formation
我们将讨论星团的演化与一个大的初始二元分数，高达95%。初始的二进制人口选择遵循Kroupa（1995）建议的不变轨道参数分布。星团演化的Monte Carlo MOCCA模拟与Milone et al.（2012）对光度联星的观测进行了比较。它表明，所观察到的依赖于集群质量的二进制分数和二进制分数的比例内和外的半质量半径的MOCCA模拟恢复良好。这是由于Marks，Kroupa & Oh（2011）描述的宽双星的强烈密度依赖破坏导致初始双星分数的快速下降。我们还讨论了一个新的方案，形成中等质量的黑洞在密集的星团。在这种情况下，中等质量的黑洞是由包含恒星质量黑洞的硬双星与其他恒星和双星的动力学相互作用形成的。我们将讨论启动中等质量黑洞形成过程的必要条件，以及其质量吸积率对整体星系团性质的依赖关系。
2014-11-27 astro-ph.GA
Stellar Mass Segregation in Dark Matter Halos
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
Do star clusters form in a completely mass-segregated way?
ALMA对巨蛇座星系南部恒星形成区的观测表明，恒星原星团在诞生时可能是完全质量分离的。独立的观察也表明，嵌入式集群形成隔离的质量。由于原始的质量分离似乎会随着时间的推移而消失，我们的目标是研究在哪个时间尺度上最初完全质量分离的星团与最初没有质量分离的星团变得无法区分。作为一个例子，猎户座星云团（ONC）也进行了讨论。我们使用$N$体模拟星团的各种质量和两个不同程度的原始质量分离。我们通过两体松弛分析了它们的能量再分配，以量化模型在质量分离方面达成一致的时间，质量分离仅在最初没有质量分离的模型中动态设置。一个综合的交叉匹配目录结合光学，红外线，和ONC成员的X射线调查也编制和提供。该模型演变成类似的径向分布的高质量恒星后，核心崩溃（约一半的中位数两体弛豫时间，$t_\mathrm{rh}$），并成为观测上无法区分的观点，在时间$τ_\mathrm{v} \approx 3.3\,t_\mathrm{rh}$的质量分离。在ONC的情况下，使用高质量恒星的分布，我们可能不排除任何一种演化情景（无论它们最初是否质量分离）。当我们考虑到ONC的灭绝和伸长时，正如其他地方所报道的那样，最初完美的质量分离状态似乎与观察到的集群更一致。
2019-05-28 astro-ph.GA
Correlation Between Mass Segregation and Structural Concentration in Relaxed Stellar Clusters
在球状星团的核心质量分离的水平以前已被提出作为一个潜在的指标的动力学组成的系统，如存在一个显着的人口的恒星质量黑洞（BH），甚至中央的中间质量黑洞（IMBH）。然而，它的测量仅限于具有高质量哈勃太空望远镜数据的星团。由于一组国家的最先进的直接N体模拟高达200 k粒子包括恒星演化，原始双星，和不同的BH/中子星，我们第一次强调存在一个明确的和紧密的线性关系之间的质量分离的程度和集群结构浓度指数。后者被定义为包含5%和50%的积分光（$R_5/R_\mathrm{50}$）的半径之比，使得它可以鲁棒地测量，而不需要单独分辨低质量恒星。我们的模拟表明，给定$R_5/R_\mathrm{50}$，质量分离$Δm$（定义为中心和半光半径之间的主序列中值质量的差异）表示为$Δm/M_\odot = -1.166 R_5/R_\mathrm{h} + 0.3246$，均方根误差为$0.0148$。此外，我们可以解释它的物理起源和拟合参数的值，通过基本的分析模型。这种相关性是非常强大的对各种初始条件（包括存在的原始双星和IMBHs）和集群的年龄，在最佳拟合参数用于测量所涉及的数量的处方略有依赖。因此，这项研究突出了开发一种新的观测工具的潜力，以深入了解球状星团的动力学状态及其黑暗的残余物。
2019-03-18 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters: (I) Palomar 14
我们提出了有史以来第一个直接的$N$体计算的老银河系球状星团在其整个生命周期的恒星逐星的基础上。使用波恩大学最新的GPU硬件，我们进行了一系列全面的$N$体计算，以对遥远的外晕球状星团Palomar 14（Pal 14）进行建模。通过改变初始条件，我们的目标是找到一个初始的$N$体模型，再现观测数据最好的基本参数，即半光半径，质量和速度色散。此外，我们专注于再现的恒星质量函数斜率的14被发现是显着浅于大多数球状星团。虽然我们的一些模型可以很好地再现14的基本参数，但我们发现，从经典的Kroupa初始质量函数（IMF）开始时，动力学质量分离不能单独解释14的质量函数斜率。为了寻求对这种差异的解释，我们计算了不同程度的原始质量分离以及平坦的IMF的额外的初始模型。原始物质分离的必要程度是非常高的。这个模型已经表明，在气体排出后的初始条件是大约20 pc的半质量半径，大约50000 M $_{\odot}$的质量，并且可能有一些质量分离或已经建立的非正则IMF在低质量恒星中耗尽。这样的条件可能是由一个激烈的早期气体驱逐阶段，从一个嵌入的集群出生的质量分离。只有在大的银心半径下，星团才有可能作为束缚实体存在，我们似乎已经在2014年揭示了破坏性的气体排出过程。此外，我们计算了一个模型与5%的原始二进制分数，以测试如果这样的人口对集群的演化的影响。
2010-10-11 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
Evolution of Binary Stars in Multiple-Population Globular Clusters - II. Compact Binaries
本文介绍了一系列N体模拟的结果，旨在探索多星群球状星团中致密双星的演化，结果表明，由于第一代（FG）和第二代（SG）星群结构性质的初始差异以及动力学过程对双星的影响，SG双星的分数比FG星群的分数下降得更快。FG和SG的二进制分数之间的差异是定性相似，但定量小于我们以前的调查中发现的更广泛的binaries。的演化的径向变化的二进制分数是由二进制之间的相互作用隔离，电离和喷射。电离和喷射抵消了部分质量偏析的影响，但对于紧凑的双星的偏析的影响占主导地位，并在集群的演化过程中增加的内部的二进制部分。我们探索FG和SG的二进制分数之间的差异与距离的集群中心和它的依赖于二进制结合能和集群结构参数的变化。在我们的模拟中发现的FG和SG群体中的二进制分数之间的差异与观察性研究的结果一致，发现SG群体中的二进制分数较小。
2016-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Origin of Mass Segregation in NGC 3603
我们提出了深哈勃空间望远镜/宽视场和行星照相机2测光的巨大的H { \sc ii}区域NGC 3603的年轻星团HD 97950。这些数据是在1997年和2007年获得的，使我们能够根据恒星的自行获得成员资格。我们的数据与HD 97950星团的年龄为100万年一致。一个可能的年龄分布，如果在集群中存在，似乎是小的。在60 $"$以内的成员星的不完全修正质量函数的整体斜率是$\rm Γ=-0.88\pm0.15$，比萨尔皮特斜率的-1.35要平坦。径向变化的质量函数显示出明显的质量分离，范围从内部$5"$中的$-0.26 \pm 0.32$的斜率到最外环中的$-0.94\pm 0.36$（$40"$ - $60"$）。质量大于50 M $_{\odot}$的恒星只在星团中心被发现。$Λ$最小生成树技术证实了显著的质量分离，低至30 M $_{\odot}$。$Λ$对质量的依赖性，即，高质量恒星比低质量恒星更加分离，速度色散对恒星质量的（弱）依赖性可能意味着质量分离的起源是动态的。虽然不能排除原始分离，但质量分离的性质表明，动力学质量分离可能是大质量恒星分离的主要过程。
2012-12-19 astro-ph.GA
Stellar mass segregation as separating classifier between globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们利用深空望远镜和地基测光方法测定了50多个球状星团和超暗矮星系候选者的恒星质量分离量。我们发现，在球状星团的质量偏析量与他们的弛豫时间，并与他们的年龄或更长的顺序弛豫时间的所有集群有很少或没有质量偏析。对于每个星团，所看到的质量分离量与最初未分离的星团动力学演化所预期的量完全一致，表明球状星团在其低质量恒星之间没有原始质量分离。超微弱的矮星系候选者分为两组，星团遵循与球状星团相同的弛豫时间和质量分离量之间的趋势，而暗物质占主导地位的矮星系尽管弛豫时间小于哈勃时间，但没有分离。恒星丰度和速度色散数据，在可用的情况下，证实了我们的分类。通过对超暗矮星系候选者的分类，我们发现外晕星团在半光半径内的平均密度为0.03 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim$ 1 M $_\odot$ /pc $^3$，而矮星系的恒星密度为0.001 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim $ 0.03 M $_\odot$ /pc $^3$ .这种密度分离的原因很可能是系统形成的初始条件和承受外部潮汐力的要求的结合。
2021-12-09 astro-ph.GA
Consequences of Dynamical Disruption and Mass Segregation for the Binary Frequencies of Star Clusters
大质量（13，000 - 26，000 M太阳），年轻（1500 - 3000万年）的大麦云星团NGC 1818揭示了一个意想不到的增加的F型恒星（1.3-2.2 M太阳）半径的双星频率。这与许多较老的星团形成对比，这些星团显示出随着半径的增加而减少的双星频率。我们研究这一现象与复杂的N体建模，探索一系列的初始条件，从光滑维里化密度分布，高度亚结构和崩溃的配置。我们发现，许多这些模型可以重现集群的观察到的属性，虽然有适度的偏好子结构的初始条件。我们的模型通过破坏软双星（半长轴，a > 3000 AU）产生观测到的双星频率径向趋势，大约在一个交叉时间（~ 540万年），优先在集群核心。质量分离随后导致双星向核心下沉。经过大约一个初始的半质量弛豫时间（t_rh（0）~ 3.4亿年）后，径向双星频率分布变为双峰型，最里面的双星已经向核心分离，径向双星频率分布中留下一个最小值，随时间向外移动。在4-6 t_rh（0）以后，晕中的上升分布消失，只剩下向核方向上升的径向分布。因此，无论是落向核心的双星径向频率分布（如NGC 1818所观察到的），还是向核心上升的双星径向频率分布（如较老的星团），都可以自然地从同一演化序列中产生，这是由于双星分裂和富星团中的质量分离。
2013-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of primordial binary on the dynamical evolution of intermediate massive star clusters
观测发现，星团包含了大部分的双星。紧双星是影响星团长期动力学演化的重要热源。然而，由于$N$体工具的局限性，以往的球状星团理论模型直接使用$N$体模拟没有研究大部分原始双星如何影响其长期演化。在这项工作中，通过使用高性能的$N$体代码，PeTar，我们进行逐星模型的中间质量GC（$N=100000$）与原始的二元分数从0到1。我们发现，当恒星质量黑洞（BH）子系统存在时，GC的结构演化（核心半径和半质量半径）只取决于大质量原始双星的性质，因为它们影响BH双星（BBH）的数量，而BBH是双星加热过程的主导因素.低质量双星包括双白矮星双星（BWD）对动力学几乎没有影响。同时，只有来自BBH的引力波（GW）合并强烈地受到动力学相互作用的影响，而来自BWD的低质量合并在孤立环境（场）和GC中没有表现出任何差异。低质量双星只有在大多数黑洞逃逸和轻恒星的核心坍缩发生后才变得重要。我们的结果表明，对于$N$体模型的GC与一个黑洞子系统主导的二元加热，它是没有必要包括低质量的双星。这些双星可以通过使用独立的二进制恒星演化代码单独研究。这种方式可以大大降低计算成本。
2021-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Globular clusters hosting intermediate-mass black-holes: no mass-segregation based candidates
最近，恒星的质量分离和双星分数均匀测量相对较大的样本的银河系球状星团（GC）。模拟结果表明，无论是相当大的双星人口和中等质量黑洞（IMBHs）淬火放松GC的质量分离。因此，在气相色谱中的质量偏析与可靠的二元分数测量是一个有价值的探针，以限制IMBHs。在本文中，我们结合质量偏析和二进制分数测量从文献中建立一个样本的33 GC（与测量的核心二进制分数），和一个样本的43 GC（与二进制分数测量的核心半径和半质量半径之间的区域）。在这两个样本中，我们试图识别IMBH宿主候选者。这些应该具有相对低的质量偏析，低二元分数（< 5%）和短（< 1 Gyr）弛豫时间。考虑到岩心二元馏分样品，没有合适的候选者出现。如果考虑核心和半质量半径之间的二进制分数，会发现两个候选者，但这可能是由于统计波动。我们还考虑了一个更大的样本54 GC，我们获得了估计的核心二进制分数使用的预测关系的基础上金属丰度和综合绝对星等。最后，我们考虑了GC核心与半质量半径的比值，对于包含IMBH或双星的GC，这一比值预计会更大。我们发现，具有大的核心与半质量半径比的GC的质量分离较少（并且显示出较大的二元分数），证实了理论预期，即负责大核心的能量来源也是淬火质量分离
2016-04-12 astro-ph.GA
The evolution of binary populations in cool, clumpy star clusters
观测和理论表明，星团可以在亚维里（冷）状态下形成，并且是高度亚结构化的。这样的初始条件已经被提出来通过动力学解释团簇中的质量分离水平，并且也成功地解释了类氦系统的起源。在本文中，我们调查，使用N-体模拟，是否这样的动力学方案是一致的猎户座星云团（ONC）中观察到的二元属性。我们发现，几个不同的原始二进制人口是一致的整体分数和分离分布的视觉二进制的ONC（在67 - 670 AU的范围内），这些二进制系统进行了大量的处理。亚结构，冷塌缩的情况下，需要一个原始的二进制分数接近100%.We发现，在处理原始的二进制文件中最重要的因素是初始水平的子结构;一个高度亚结构集群的过程高达20%以上的系统比一个少亚结构集群，因为局部口袋的高恒星密度的子结构。二进制处理的子结构之前，集群达到其denominative阶段，这表明，即使集群保持维里平衡或进行supervirial膨胀将动态改变其原始的二进制人口。因此，即使一些扩展的协会可能不会保持其原始的二进制人口。
2011-08-17 astro-ph.GA
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation in the diffuse outer-halo globular cluster Palomar 14
我们提出了一个弥漫的外晕球状星团Palomar 14的恒星质量函数的径向依赖性的分析。利用HST/WFPC 2记录的星团中心39 pc（对应于~0.85*r_h）的数据，我们发现在0.55到0.85太阳质量的质量范围内，质量函数在所有半径上都很好地近似于幂律。质量函数随着半径的增加而变陡，从星团中心的0.66+/-0.32的幂律斜率到超过核心半径的1.61+/-0.33的斜率，表明星团是质量分离的。这似乎与其现今约20 Gyr的长半质量弛豫时间相矛盾，并且与Beccari等人（2011）的最新发现相矛盾，Beccari等人将该星团的蓝离散星的非集中人口解释为动力学分离尚未影响该星团的证据。我们讨论了这一明显的冲突，并认为，集群必须要么形成与原始的质量分离，或其弛豫时间尺度必须在过去小得多，即集群必须经历了显着的扩张。
2013-01-21 astro-ph.GA
Implementing Primordial Binaries in Simulations of Star Cluster Formation with a Hybrid MHD and Direct N-Body Method
星团内双星系统中恒星的比例对它们的演化很重要，但初始恒星吸积后通过动力学过程形成的双星比例仍然未知。在以前的工作中，我们表明，动力学相互作用单独产生太少的低质量的双星相比，观测。因此，我们实现了初始人口的二进制耦合MHD和直接N体恒星团簇形成代码火炬。我们比较模拟，没有，初始二进制人口，并遵循动态演化的二进制人口在这两组模拟，发现动态形成和破坏的二进制发生。即使在最初的几百万年的恒星形成，我们发现，一个初始的人口的二进制需要在所有的质量复制观察到的二进制分数的质量比以上的$q \geq 0.1$检测限。我们的模拟还表明，在气体的存在下，在团簇形成的动力学相互作用修改的初始分布朝向二进制较小的初级质量，较大的质量比，较小的半长轴和较大的偏心率。动态形成的系统不具有与初始系统相同的性质，并且在存在初始双星群体的情况下动态形成的系统不同于仅用单个恒星模拟形成的系统。在恒星团簇形成的早期阶段，动力学相互作用对于确定双星系统的性质是很重要的。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
SIRIUS Project: Dynamical Evolution of Primordial Binaries during Star Cluster Formation
The University of Tokyo（东京大学）；Kobe University（神户大学）；Tohoku University of Community Service and Science（东北社区科学大学）
SIRIUS项目通过自洽N体/光滑粒子流体动力学模拟对比三种恒星形成模型，发现原初双星显著影响最终双星属性但对星团结构影响有限，密近双星需在恒星形成阶段形成以匹配观测结果。
2026-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation and fractal substructure in young massive clusters: (I) the McLuster code and method calibration
通过对剑鱼座30中年轻大质量星系团R136的模型分析，研究和比较了不同的方法在有限N体数据中检测和量化质量分离和亚结构.为此，我们生成具有不同质量分离程度和分形子结构的星团模型并对其进行分析。我们量化质量分离的测量，从投影的2D模型数据，质量函数斜率在径向环，通过寻找径向颜色分布的颜色梯度，通过测量艾利森的λ参数，并通过确定每个恒星周围的局部恒星表面密度。我们发现，这些方法量化质量偏析往往产生模棱两可的结果。检测质量偏析最可靠的是质量函数斜率法，而颜色梯度法是最不实用的R136类配置。其他两种方法对低程度的质量偏析更敏感，但计算量更大。我们还讨论了二进制对这些措施的影响。此外，我们量化的子结构，通过比较投影径向恒星密度分布，投影方位角恒星密度分布，并通过确定卡特赖特和惠特沃思的Q参数。我们发现，只有高度的子结构影响投影的径向密度分布，而投影的方位角密度分布是非常敏感的子结构。的Q参数也是敏感的子结构，但其绝对值显示的集群的径向密度梯度的依赖性，并强烈影响的二进制文件。（节略）
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A highly efficient measure of mass segregation in star clusters
质量分离的研究对于理解恒星系统的形成和动力学演化具有重要意义。我们的方法是基于最小生成树（MST），作为一个几何独立的浓度测量。与以前的这种方法相比，我们得到了显着的改进，通过使用几何平均作为一个中间通。与其他方法相比，它允许以更高的置信度和更低的质量分离程度检测质量分离。该方法特别显示出非常清晰的特征，即使应用于整个群体的小子集。我们确认了猎户座星云星团（ONC）中五颗最大质量恒星的强烈质量分离。我们的方法是迄今为止最敏感的质量分离的一般措施，并提供了强大的模拟和观测数据的结果。因此，它非常适合于跟踪年轻星团中的质量分离，并通过模拟和观测的比较来研究长期存在的原始质量分离范式。
2011-07-10 astro-ph.GA math-ph math.MP
Exploring Galactic open clusters with Gaia. II Dynamical Evolution and Stellar Population Properties in Fifteen Nearby Open Clusters
Universidad Católica de la Santísima Concepción（天主圣名天主教大学）；Universidad de los Andes（安第斯大学）；Instituto de Astronomía y Ciencias Planetarias, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学天文与行星科学研究所）
利用Gaia DR3数据，通过最小生成树技术和幂律拟合，研究了十五个邻近疏散星团的质量分层和现今质量函数，发现所有星团均存在显著质量分层，且质量分层强度与最分层恒星质量相关，为质量分层的原初起源和动力学演化提供了证据。
2026-05-26 astro-ph.GA
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Open Cluster Origin for Most Solar-Type Binaries in the Solar Neighborhood and Implications for Primordial Planet Stability
Northwestern University（西北大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）
本研究利用盖亚数据与N体模拟，发现至少53%的太阳型场双星起源于开放星团，并量化了动力学过程对双星系统行星稳定性的影响。
2026-09-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical formation signatures of black hole binaries in the first detected mergers by LIGO
恒星质量黑洞-黑洞双星的动力学形成一直是激光干涉引力波天文台（LIGO）的一个有希望的引力波源。质量分离、引力聚焦和多体动力学相互作用自然地增加了致密恒星系统中质量最大的黑洞之间的相互作用速率，最终导致它们合并。我们发现，动力学相互作用，特别是三体双星的形成，提高合并率的黑洞双星的总质量M_tot大致为~M_tot^beta，β>~ 4。我们发现，这种关系大多独立于初始质量函数，但确切的值取决于质量分离的程度。这种大质量黑洞双星的探测率只有通过LIGO对M_tot <~ 80太阳质量的大质量黑洞双星的更高灵敏度才能进一步提高。我们发现，对于幂律BH质量函数dN/dM ~ M^-α，α <~ 2，LIGO最有可能探测到质量是最大初始黑洞质量两倍且质量比接近1的黑洞双星。星团内黑洞的重复合并导致大约5%的合并被观察到是最大初始黑洞质量的2到3倍。利用这些关系，人们可以将观测到的分布反演为初始质量函数，并多次探测到合并的黑洞双星。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Black hole binary mergers in dense star clusters: the importance of primordial binaries
本文通过理论论证和N体模拟，研究了致密星团中原初双星演化形成的双星黑洞（BBH），发现低逃逸速度下原初双星是BBH并合的主导来源，高逃逸速度下动力学作用及双星-双星相互作用则显著影响BBH的演化与并合总数。
2023-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Formation of the first star clusters and massive star binaries by fragmentation of filamentary primordial gas clouds
我们进行了一系列包含重子流运动的早期结构形成的宇宙学模拟。我们提出了一种情况下，一个显着拉长的气体云与$\sim\!10^4\,$太阳质量（${\rm M_\odot}$）形成的前银河系（$\sim\!10^7\,{\rm M_\odot}$）暗晕。流入光环的气体压缩并加热了大量的对流云，使其温度达到$\sim\!10,000\,$开尔文。气体云通过原子氢冷却迅速冷却，然后通过分子氢冷却到$\sim\!400\,$开尔文。温度的迅速下降和金斯质量的迅速下降触发了暗条的碎裂，产生了数百个太阳质量的多个气体团。我们估计的原始恒星的质量形成在每个片段通过采用一个分析模型的基础上的一个大的辐射流体动力学模拟的原恒星演化。由此得到的恒星质量在$\sim\!50$ - $120\,{\rm M_\odot}$的范围内。大质量的恒星相互吸引，形成一个紧凑的星团。我们使用混合$N$体模拟遵循星团的动力学。我们表明，大质量的恒星双星是在几百万年内形成的，通过在集群中心的多体相互作用。残余黑洞的最终形成将留下一个巨大的黑洞双星，这可能是强引力波源的祖先，类似于最近由高级激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到的。
2018-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Mass Segregation Effect of X-ray Sources in Globular Clusters: The Case of 47 Tucanae
使用档案{ \it钱德拉}的观测与总曝光量为510千，我们提出了一个更新的球状星团47图克坦半岛的点源目录。我们的研究覆盖了$\sim 176.7$ arcmin $^{2}$的一个区域（即，用$R\lesssim7.5\arcmin$）与537个X射线源。结果表明，47 Tuc中X射线源的面密度分布在星团中心有一个高峰，在中等半径处迅速下降，在较大半径处又再次上升，在$R\sim 100\arcsec$和$R\sim 170\arcsec$处分别出现了X射线源的弱（$L_{X}\lesssim 5.0\times 10^{30} {\rm\ erg\,s^{-1}}$）和亮（$L_{X}\gtrsim 5.0\times 10^{30} {\rm\ erg\,s^{-1}}$）两个分布谷。这些分布特征与蓝离散星（BSS）的分布特征相似，蓝离散星的分布倾角位于$R\sim 200\arcsec$ \citep{ferraro2004}。通过用“广义King模型”拟合各组源的径向分布，我们分别估算了BSS、亮和暗X射线源的$1.51\pm0.17\ M_{\odot}$、$1.44\pm0.15\ M_{\odot}$和$1.16\pm0.06\ M_{\odot}$的平均质量。这些结果与GC中重天体的质量分离效应一致，即质量越大的天体越快地落到星团中心，它们的分布倾角向外传播得越远…
2019-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
New parameters for star cluster dynamics: the effect of primordial binaries and dark remnants
通过研究Monte Carlo模拟球状星团中心区域恒星的归一化累积径向分布（nCRD），我们最近定义了三个参数，能够精确地确定系统内部动力学演化所达到的阶段：$A_5$（即，5 $\%$半质量半径$r_h$内nCRD对向的面积）、$P_5$（5 $\%$ $r_h$时nCRD的值）和$S_{2.5}$（2.5 $\%$ $r_h$时nCRD的斜率）。在这里，我们扩展的分析和探索的影响，不同的分数（0 $\%$，10 $\%$，和20 $\%$）的原始双星和恒星质量的黑洞（BH）诱导系统的动力学历史。正如预期的那样，随着双星分数的增加，星系团的收缩逐渐变轻，核心坍缩变浅。尽管如此，这三个参数仍然可以很好地跟踪团簇的动力学演化。对于具有较大的初始恒星质量BH保留的模型，演化取决于其随后的动力学喷射的时间尺度。一个早期的动态弹出BH的结果在一个长期的演变的三个参数类似的系统中发现没有初始BH保留。相反，在模型中，保留了大量的BH延长的时间（缓慢的动态弹出BH），系统的特点是一个不太集中的结构和缺乏显着的时间演变的三个参数。在这种情况下发现的三个参数的较小值可以用于间接推断集群中可能存在BH。
2023-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating Binary Primordial Black Hole Mergers in Dark Matter Halos
本文模拟暗物质晕中双原初黑洞（PBH）演化及红移10内的并合率，考虑两体俘获和双星-单体相互作用通道，发现合理假设下后者并合率占优，推进了引力波事件约束PBH性质的理解并对未来探测做了预测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The long-term evolution of main-sequence binaries in DRAGON simulations
我们提出了一个全面的调查的主序列（MS）双星的DRAGON模拟，这是第一个一百万粒子直接$N$体模拟的球状星团。我们分析了两个DRAGON模拟，D1-R7-IMF 93和D2-R7-IMF 01的二进制样本的轨道参数，专注于他们的长期演变和相关性高达12 Gyr。这两个模型具有不同的初始恒星质量函数：Kroupa 1993（D1-R7-IMF 93）和Kroupa 2001（D2-R7-IMF 01）;以及不同的初始质量比分布：随机配对（D1-R7-IMF 93）和幂律（D1-R7-IMF 93）。一般来说，双星群体的质量比随着时间的推移而增加，这是由于恒星演化，这在D2-R7-IMF 01中不太重要。在D1-R7-IMF 93中，质量比为$q \approx$ 0.2的原始双星最常见，并且频率始终随着$q$的增加而线性下降。两种模型的动力双星都比原始双星具有更高的偏心率和更大的半长轴。它们优先位于星团的内部。双星轨道参数的长期演化不依赖于初始质量比分布，但对系统的初始双星分布很敏感。在t = 12 Gyr时，二元分数径向向外减小，并且存在质量偏析。在两个星系团的核心和外围之间，$F330W-F814W$和$NUV-y$的色差分别为0.1和0.2等，这反映了星系团中的二元径向分布和质量偏析。原始和动力学双星系统在所有快照间隔的完整数据集是公开的。
2020-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detecting the gravitational wave background from primordial black hole dark matter
高级LIGO/VIRGO引力波探测后推断的黑洞合并率和相对较高的祖先质量与由大质量原始黑洞（PBH）组成的暗物质模型一致。PBH双星发射的引力波频率范围很广，未来的空间干涉仪（LISA）和脉冲星定时阵列（PTA）将对其进行探测。考虑到双星的初始偏心率、PBH速度、质量分布和成团等因素，计算了PBH暗物质的随机引力波背景振幅。它允许通过LISA空间干涉仪进行探测，也可能通过SKA射电望远镜的PTA进行探测。有趣的是，人们可以通过特定的频率依赖性将这种背景与非原始的大质量双星区分开来，这是由PBH捕获形成的双星的最大碰撞参量引起的，取决于PBH的速度分布和它们的聚集特性。此外，我们还发现，与单色谱相比，引力波谱随着PBH质量分布宽度的增大而增大。目前的PTA限制已经排除了广泛的质量PBH模型，覆盖超过三十年的群众，但由于集群规避微透镜和CMB的限制。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Goodbye to Chi-by-Eye: A Bayesian Analysis of Photometric Binaries in Six Open Clusters
利用Gaia等数据，通过贝叶斯方法分析六个疏散星团的双星比例，发现其随年龄增加且受质量分层影响。
2023-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of mass segregation in the low mass Galactic globular cluster NGC 6101
利用哈勃空间望远镜和地面观测资料对低质量球状星团NGC 6101的动力学状态进行了研究。我们已经重新推导出的结构参数的集群，通过使用恒星计数，我们发现，它是大约三倍以上的扩展比以前认为的。通过使用三种不同的指标，即蓝离散星的径向分布，主序星的径向分布和光度（质量）函数，我们证明了NGC 6101没有显示出质量分离的证据，即使在最里面的区域。事实上，BSS和二进制径向分布完全类似于任何其他集群人口。此外，光度（质量）函数的斜率不随距离而变化，正如非弛豫恒星系统所预期的那样。NGC 6101是迄今为止少数几个没有观察到质量分离的球状星团之一。这一结果提供了额外的支持使用的“动态时钟”校准的径向分布的蓝离散作为一个强大的指标集群的动力学年龄。
2015-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Novel Formation Channel for Supermassive Black Hole Binaries in the Early Universe via Primordial Black Holes
提出一种由原初黑洞催化直接坍缩黑洞形成，进而产生早期宇宙超大质量黑洞双星的新机制，为JWST、ALMA及引力波探测提供可检验预言。
2025-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the stellar mass function in open clusters from a universal and unsegregated initial state
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Centre for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）；Key Lab for Astrophysics, Shanghai（上海市天体物理重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
通过贝叶斯正向建模分析163个高保真疏散星团，发现年轻星团（<300 Myr）具有普适的初始质量函数（IMF斜率-2.29）且初始质量分档极小，揭示了动力学处理在10^7至10^9.8年内的不同时间尺度。
2026-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-Dependent Radial Distribution of Single and Binary Stars in the Pleiades and their Dynamical Implications
本文利用昴星团主序单星与未分辨双星样本，分析质量函数及径向分布，揭示质量分层、双星瓦解及其共同调制作用。
2025-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of Fractal Star Cluster Formation: I. New Insights for Measuring Mass Segregation of Star Clusters with SubStructure
比较了现有的测量星团质量分离的方法，包括基于最小生成树的方法和基于局域恒星密度的方法。结果表明，最小生成树方法更能反映大质量恒星的整体空间分布，而局部恒星密度方法更能反映大质量恒星的拥挤程度，提供了局部引力势信息。建议同时测量局部和整体质量偏析。我们还开发了一个混合的方法，考虑到这两个方面。这种混合方法平衡的本地和全球质量分离的意义上说，占主导地位的一个要么是由动力学演化或纯粹偶然的，特别是当这样的信息是未知的先验。此外，我们用数值模型测试了我们的处方，并显示了二进制文件在估计质量分离值时的影响。作为一个应用，我们使用这些方法对猎户座星云团（ONC）的观测和金牛座集群。我们发现，ONC是显着的质量分离下降到第20个最大的恒星。相比之下，金牛座星团中的大质量恒星稀疏地分布在许多不同的子星团中，显示出低程度的紧凑性。金牛座的大质量恒星也被发现分布在子星团的高密度区域，在子星团尺度上表现出明显的质量分离。同时，我们也应用这些方法讨论了模拟的亚结构星团动力学演化的可能机制。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Heating and Ionization of the Primordial Intergalactic Medium by High Mass X-ray Binaries
我们研究了高质量X射线双星对高红移环境的影响。利用一维辐射转移程序，我们预测了由主序星和高亮度超新星组成的同时代恒星星族在形成后不同时期的电离和温度分布。我们既考虑了均匀密度的环境，也考虑了一个嵌入在10^8太阳质量NFW晕中的星团。HMXB在恒定密度环境中产生可忽略不计的增强电离，因为它们的高能量SED和短寿命。在这种情况下，HMXB对局部加热速率的贡献很小。对于NFW剖面，来自主序星的辐射不能阻止最初电离的体积重新组合，因为它无法穿透高密度的星系核心。然而，HMXB光子在前沿后面停止重新组合，使其部分电离更长时间。在这些部分电离的区域中增加的电子密度促进进一步冷却，导致较低的IGM温度。在这个星爆模型的背景下，我们已经表明，HMXB不作出重大贡献，再电离或IGM加热。然而，X射线逃逸分数在两种密度剖面情况下都很高。连续的恒星形成可能会导致X射线随着时间的推移而积累，减少电离时间尺度，并可能导致遥远的IGM的低水平电离。
2014-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Binary Fraction and Mass Segregation in Alpha Persei Open Cluster
利用PPMXL和WISE星表中的自行和测光方法，我们获得了围绕疏散星团英仙座α中心的$\sim3^\circ$半径区域内恒星的成员概率。我们已经确定了810个可能的英仙座阿尔法恒星成员。我们推导出了该星系团的整体和径向现今质量函数（MF），发现它们在不同半径处具有不同斜率的两阶段幂律关系。英仙座α的整体MF显示$m=0.62\,\mathrm{M}_{\odot}$的转换，分别具有$α_\mathrm{low}=0.50\pm0.09$（$0.1<m/\mathrm{M}_{\odot}<0.62$）和$α_\mathrm{high}=2.32\pm0.14$（$0.62\leq m/\mathrm{M}_{\odot}<4.68$）的低质量斜率和高质量斜率。星团的高质量斜率从$1\hbox{$内部的$2.01$开始增加。\circ $}10$到$2.63$，位于$2\hbox{$外部。\！\！^ \circ $}2$，而在相同的区域，平均恒星质量从$0.95$到$0.57\,\mathrm{M}_{\odot}$逐渐减小，这表明星团中存在明显的质量分离。从检查的高质量的颜色星等数据的集群，并进行了一系列的蒙特卡罗模拟，我们得到了一个二元分数的$f_{\rm bin}=34\pm12$百分之$0.70<m/\mathrm{M}_{\odot}<4.68$的恒星。这比观测到的双星比例…
2016-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Mass Segregation Effect of X-ray Sources in Globular Clusters. IV. Evidence of Black Hole Burning in $ω$ Centauri
利用X射线源作为球状星团（GCs）中恒星动力学相互作用的灵敏探针，研究了$ω$ Cen中的质量分离和双星燃烧过程。结果表明，$ω$ Cen中X射线源的质量偏析被淬灭，而$ω$ Cen中的X射线源丰度远小于其他GC，二元硬度比（定义为$L_{\rm X}/(L_{\rm K}f_{b})$，其中$f_{b}$为二元分数，$L_{\rm X}$和$L_{\rm K}$为GC的累积X射线和K带光度，$ω$ Cen的（分别）远低于动态正常GC的$L_{\rm X}/(L_{\rm K}f_{b})-σ_{c}$相关线。这些证据表明，$ω$ Cen的二元燃烧过程被高度抑制，其它的“加热机制”，很可能是一个黑洞子系统（BHS），在$ω$ Cen的动力学演化中是必不可少的.通过“黑洞燃烧”过程（即，BHS是$ω$ Cen的主要能量生产，这也使$ω$ Cen成为银河系中有希望的引力波源工厂。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
