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
Diffusion and mixing in globular clusters
碰撞弛豫描述了自引力系统在平衡态附近由于引力场涨落而在相空间中演化的随机过程。这个过程的特征时间尺度称为弛豫时间。在本文中，我们强调了球状星团中弛豫时间的两种度量之间的区别：（i）单个恒星运动的孤立积分（即能量E和角动量大小L）随机变化的扩散时间和（ii）一个轨道族在星团中混合所需的渐近时标。更具体地说，前者对应于恒星的E或L的瞬时变化率，而后者对应于恒星在统计上忘记其初始条件的时间尺度。我们发现，E和L的扩散时间尺度系统地改变周围的常用的半质量弛豫时间在不同地区的集群的一个因素~10和~100，分别为超过20%的恒星。我们定义一个轨道族在任何给定时刻的混合度为它的E或L概率分布函数与整个簇的概率分布函数之间的相关系数。使用蒙特卡罗模拟，我们发现，混合收敛渐近指数衰减时间尺度是~10倍的半质量弛豫时间。
2018-02-06 astro-ph.GA
The relation between the mass-to-light ratio and the relaxation state of globular clusters
球状星团（GCs）的内部动力学受到两体相互作用的强烈影响，使系统处于部分能量均分状态。使用一组Monte Carlo集群模拟，我们调查的发病的能量均分在塑造的质光比（M/L）在GC中的作用。我们的模拟表明，M/L配置文件不能被认为是恒定的，它们的具体形状强烈依赖于集群的动力学年龄。动态年轻的集群显示一个中央峰值高达M/L $\simeq25$ $M_\odot/L_\odot$所造成的保留黑暗的残余物，这个峰值的动态老集群。此外，我们还发现，全局值的M/L与集群的动力学状态相关，该集群的动力学状态被量化为系统经历的弛豫时间的数量$n_{rel}$或均分参数$m_{eq}$：接近完全均分的集群（较高的$n_{rel}$或较低的$m_{eq}$）显示较低的M/L。我们表明，M/L的减少主要是由动力学喷射的暗遗迹，而不是由逃逸的低质量的恒星。我们的模型的预测与银河系和M31中GC的观测结果非常一致，表明仅弛豫状态的差异就可以解释M/L的变化高达$\simeq3$的因子。我们的M/L作为弛豫状态的函数的特性是主要的相关性的应用和解释的动力学模型。
2017-05-05 astro-ph.GA
Relaxation-limited evaporation of globular clusters
当恒星数满足$N>>N_c$时，星团的蒸发演化是弛豫限制的，其中$N_c\simeq 1600$。对于扩展到逃逸速度之外的麦克斯韦速度分布，这个过程是{ \em bright}，因为开尔文-亥姆霍兹时间尺度$f_H^{-1}t_{relax}$比安巴楚米安-斯皮策时间尺度$f_N^{-1}t_{relax}$短，其中$f_H>f_N$表示每个弛豫时间$t_{relax}$的总能量和恒星数量的分数变化。孤立的集群的蒸发寿命$t_{ev}\simeq 20.5 t_{relax}$是一致的福克-普朗克和N-体模拟，其中$t_{relax}$表示的半质量半径。我们计算灰体因子平均的各向异性扰动的势垒在整个潮汐球，并推导出潮汐灵敏度${d\ln t_{ev}}/{dy}\simeq -1.9$到-0.7作为一个函数的比值$y$维里潮汐半径。弛豫限制蒸发适用于大多数球状星团的银河系与$N=10^4-10^6$是在一个预塌缩阶段。它驱动恒星流进入潮汐场，平均动能为0.71，相对于星团的温度。它们的$S$形状形态导致在亚轨道和超轨道流的轨道径向方向上的$3.4σ/Ω$分离的痕迹，其中$Ω$表示轨道角速度和$σ$表示星团中的恒星速度色散。这些相关性可以通过先进的宽视场光度法和光谱法来测试。
2011-12-09 astro-ph.GA
Resonant relaxation and the warp of the stellar disc in the Galactic centre
对银河系中心年轻恒星的空间分布和运动学的观测可以解释为，这些恒星占据了一个或两个半径约为0.05-0.5 pc的圆盘。最突出的（“顺时针”）圆盘表现出强烈的扭曲：圆盘内部和外部三分之一的平均轨道平面的法线相差约60度。使用基于拉普拉斯-拉格朗日理论的分析模型，我们表明，这种翘曲自然和不可避免地产生通过光盘和周围的老星团之间的矢量共振弛豫。
2010-10-20 astro-ph.GA
Scalar Resonant Relaxation of Stars Around a Massive Black Hole
在有核星团中，势能是由中心的大质量黑洞控制的，因此恒星在近似开普勒轨道上运动，总势能在时间上几乎是静止的。然而，由于封闭的恒星质量和广义相对论的影响，这种势函数偏离开普勒势函数，将导致恒星轨道的进动。此外，由于恒星数量有限，势能与球对称性的微小偏差会引起剩余扭矩，这可以比标准两体松弛更快地改变恒星的角动量。这两种效应的结合驱动了轨道角动量的随机演化，这一过程被称为“共振弛豫”。由于最近在描述自引力系统的弛豫方面的发展，我们现在可以将标量共振弛豫（角动量大小的弛豫）完全描述为扩散过程。在这个框架中，潜在的波动，由于复杂的轨道运动的恒星被描述为一个随机相关的噪声，其统计特性完全由恒星的平均场运动的特点。在长时间尺度上，星团可以看作是一个扩散系统，其扩散系数通过噪声的性质明确地依赖于平均场恒星分布。我们在这里展示了，第一次，如何标量共振弛豫的扩散系数，球对称系统，可以完全从第一原理计算，没有任何自由参数。我们还提供了一个开源代码，这些扩散系数数值计算。
2018-02-24 astro-ph.GA
Understanding the Dynamical State of Globular Clusters: Core-Collapsed vs Non Core-Collapsed
我们研究的球状星团的动力学演化，使用我们的Hénon-type的Monte Carlo代码的恒星动力学，包括所有相关的物理，如两体松弛，单和二进制恒星演化，银河潮汐剥离，和强相互作用，如物理碰撞和二进制介导的散射。我们计算了一个大型数据库的几百个模型从广泛的初始条件的观测指导下的年轻和大质量的星团。我们发现，这些初始条件非常自然地导致今天的集群的属性，包括中心密度，核心半径，半光半径，半质量弛豫时间，和集群质量，以及与旧银河系球状星团的匹配。特别是，我们可以自然地再现双峰分布在观察到的核心半径分离的“核心塌陷”与“非核心塌陷”的集群。我们看到，核心坍缩的星系团是那些已经达到或即将达到平衡的“二元燃烧”阶段。非核心坍缩的团簇仍在经历重力热收缩。
2012-11-20 astro-ph.GA
Mapping the Galactic centre's dark cluster via Resonant Relaxation
星系中心的超大质量黑洞支配着周围星团的引力势。在这些稠密的环境中，恒星遵循的轨道几乎是开普勒轨道，由于星团本身作为一个整体产生的潜在波动，这些轨道会慢慢扭曲。特别是，恒星通过共振和非共振过程经历其偏心率的快速弛豫。共振扩散系数的有效实现允许详细和系统的探索参数空间描述的星团的属性。结合最近的观测结果的S-集群轨道SgrA*，这个框架可以用来共同约束分布的未解决的，旧的，背景星团和一个假定的黑暗集群的特性。具体而言，我们展示了如何可以用来估计的典型质量和尖点指数的中间质量黑洞符合松弛状态的分布的偏心率在所观察到的S-集群。这应该证明在限制超大质量黑洞形成的情况下是有用的。
2021-07-06 astro-ph.GA
Orbital alignment and mass segregation in galactic nuclei via vector resonant relaxation
超大质量黑洞支配着星系核的引力势。在这些密集的环境中，恒星遵循近似开普勒轨道，并看到它们的轨道平面通过星团本身产生的潜在波动而松弛。对于典型的天体物理学星系核，这种矢量共振弛豫（VRR）最有可能的结果是，最大质量恒星的轨道平面自发地在一个狭窄的圆盘内自对准。我们提出了一个最大熵方法来系统地确定这种长期的方向分布，并使用它为广泛的恒星轨道参数和初始条件。最重的恒星物体被发现生活在一个薄的赤道盘内。这个圆盘的厚度取决于恒星的初始质量函数和初始星团的几何形状。这项工作突出了一种可能的（间接）新方法来限制星系核中中等质量黑洞的分布。
2022-07-05 astro-ph.GA
A simple two-component description of mass segregation for anisotropic globular clusters
由于二体碰撞的缓慢作用，球状星团产生了质量分离，甚至在其中心最松弛的区域也达到了部分能量均分的状态。现实的数值模拟表明，在这个过程中，径向偏置的各向异性分布慢慢建立，模仿不完全的暴力松弛。常用的动力学模型，如单组分King模型，不能描述这些性质。在这里，我们表明，简单的两个组件模型的基础上的分布函数最初设想描述椭圆星系，最近截断和适应的背景下的球状星团，可以详细描述在复杂和现实的数值模拟中观察到的。
2019-09-16 astro-ph.GA
The global mass functions of 35 Galactic globular clusters: I. Observational data and correlations with cluster parameters
通过比较深哈勃空间望远镜测光和合适的多质量动力学模型，我们导出了35个银河系球状星团的整体质量函数。对于一个子集的29个集群与可用的径向速度信息，我们也能够确定动力学参数，质光比和质量分数的黑暗遗迹。导出的整体质量函数在质量范围$0.2 < m/M_\odot < 0.8$内用单次幂律描述，质量函数斜率为$α>-1$。演化程度较低的星系团显示出偏离单次幂定律的现象，这表明它们的质量分布的原始形状不是幂定律。我们发现一个紧密的联系，今天的质量函数的斜率和半质量弛豫时间，这可以理解，如果集群开始从同一个普遍的IMF和内部动力学演化是主要的驱动力，在塑造今天的质量函数。或者，IMF的差异与当今的半质量弛豫时间需要解释所观察到的相关性。我们的星团质量函数斜率范围很大，这意味着大多数球状星团都是动态高度演化的，这一事实似乎很难与星团动态演化的标准估计相一致。质量函数的斜率也与黑暗的残余分数表示优先保留的大规模的残余集群受到高质量损失率。
2017-08-31 astro-ph.GA
Accretion disk warping by resonant relaxation: The case of maser disk NGC4258
活动星系NGC4258中大质量黑洞（MBH）周围的脉泽盘在O（0.1pc）尺度上表现出O（10度）的翘曲。驱动曲速的物理学仍然存在争议。建议的机制包括扭转相对论框架拖曳或辐射压力。我们在这里提出了一个新的翘曲机制：共振扭转磁盘的恒星周围的MBH密集的尖点。我们表明，共振扭矩可以引起这样的翘曲在很宽的范围内观察到的和推断的物理参数的微波激射盘。
2009-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A novel look at energy equipartition in globular clusters
两体相互作用在球状星团（GCs）长期演化过程中的结构和动力学性质的形成中起着重要的作用。特别是，GC朝着部分能量均分的状态发展，导致其运动学的质量依赖性。通过使用一组Monte Carlo集群模拟演化准隔离，我们表明，恒星质量的速度色散$σ(m)$的依赖性可以描述为一个指数函数$σ^2\propto \exp(-m/m_\mathrm{eq})$，与参数$m_\mathrm{eq}$量化的部分能量均分的系统的程度。这个简单的参数化成功地捕捉到了在较低和较高的恒星质量，即制度，预计系统接近完全均分的速度色散的行为。我们发现GC和它的动力学状态达到的均分程度之间的紧密相关性，表明超过约20个核心弛豫时间的集群，已经达到了最大程度的均分。这种均分$-$动力学状态关系可以作为一种工具来描述与$m_\mathrm{eq}$参数的运动学措施的集群的松弛条件。反之亦然，运动学的质量依赖性可以预测知道的弛豫时间的基础上的光度测量。此外，任何偏离这种紧密关系的情况都可以用来探测星系团特殊的动力学历史。最后，我们的新方法是很重要的国家的最先进的哈勃太空望远镜自行数据的解释，现在可以测量的运动学的质量依赖，并考虑到多质量组件和质量分离的建模技术的应用。
2016-03-02 astro-ph.GA
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
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
Discovery of rotation axis alignments in Milky Way globular clusters
近年来越来越多的观测结果表明，某些球状星团在绕银河系中心运行的轨道上表现出内旋现象。基于这些发现，我们寻找球状星团的轨道相对于银河系平面的倾角与它们的自转倾角之间的任何关系。我们发现相对倾角，在旋转轴倾角-轨道轴倾角的意义上，是球状星团轨道倾角的函数。旋转轴和轨道轴对准，倾角为~ 56度，而旋转轴倾角远离轨道倾角，在~ 20度和-20度之间，后者从0度增加到90度。我们进一步研究了这种线性关系的起源，发现与球状星团轨道的半长轴和偏心率无关，也与内部旋转强度、球状星团的大小、实际质量和潮汐扰动质量、半质量弛豫时间等无关。揭示的关系将影响到球状星团内旋转的数值模拟的发展，我们对球状星团与银河系引力场的相互作用的理解，并对观测活动，以增加研究的球状星团检测到内旋转的数量。
2020-06-11 astro-ph.GA
ROLLIN': Rotating globular cluster simulations II. The complex morphology of globular clusters driven by multi-scale dynamics
Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究通过ROLLIN'系列直接N体模拟，揭示旋转球状星团的形态受多尺度动力学影响，为相关观测关系及异常值提供物理解释，将助力大型测光巡天对球状星团演化的研究。
2026-08-03 astro-ph.GA
Rotating Globular Clusters
内部旋转被认为在某些球状星团的动力学中起着重要作用。然而，只有在少数情况下，它已经研究了现实的和物理合理的全球模型的定量应用。在这里，我们提出了一个动力学分析的测光和三维运动学的欧米茄岑，47图克，和M15，通过最近推出的家庭的自洽轴对称旋转模型。这三个集群，其特征在于不同的松弛条件，显示出差异旋转和偏离球形的证据。视线速度和自行的组合使我们能够确定它们的内部动力学，预测它们的形态，并估计它们的动力学距离。我们的模型很好地解释了松弛的集群47 Tuc;发现内部旋转可以解释所观察到的形态。对于M15，我们提供了一个与数据吻合良好的全球模型，包括旋转轮廓的中心行为和椭圆率轮廓的形状。对于部分放松的集群欧米茄Cen，所选的模型再现了复杂的三维运动学，特别是观察到的各向异性配置文件，其特征在于从各向同性的过渡，弱径向各向异性，然后切向各向异性的外部。在所观察到的视线速度色散分布和椭圆率分布的陡峭的中心梯度发现的差异归因于只有部分松弛的这个集群和旋转和径向各向异性之间的相互作用的条件。
2013-05-26 astro-ph.GA
Vector Resonant Relaxation of Stars around a Massive Black Hole
在大质量黑洞附近，恒星在开普勒轨道上运动。恒星轨道之间的相互随机引力矩通过称为矢量共振弛豫的过程驱动它们的轨道平面快速重新定向。从第一性原理出发，我们导出了这样一个系统中势能涨落的相关性，以及恒星轨道取向所经历的随机游走的统计性质。我们比较这种新的分析方法与有效的$N$体模拟。我们还提供了一个简单的计划来产生随机行走的测试星的轨道方向使用随机运动方程。最后，我们提出了定量估计的核星团，如银河系的这一过程。
2018-12-17 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
A catalogue of masses, structural parameters and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters
通过对银河系112个球状星团的速度色散和面密度分布进行N体模拟，确定了它们的质量、恒星质量函数和结构参数。速度弥散分布是根据我们从档案ESO/VLT和Keck谱中获得的15，000多个高精度径向速度以及文献中发表的约20，000个径向速度的组合计算的。我们的拟合还包括球状星团的恒星质量函数，在我们的样本中有47个星团，使我们能够自洽地考虑质量分离和正在进行的星团溶解的影响。我们证实了Sollima & Baumgardt（2017）最近发现的球状星团的整体质量函数与其弛豫时间之间的强相关性。我们还发现球状星团中心的逃逸速度与Milone et al.（2017）最近为57个球状星团导出的星团中第一代恒星（FG）的比例相关，但FG恒星比例与球状星团的整体质量函数之间没有相关性。这可能表明，球状星团阻止污染恒星的风喷射物的能力是决定第二代恒星的存在和比例的关键参数，而不是它后来的动力学质量损失。
2018-06-30 astro-ph.GA
Stellar Dynamics around a Massive Black Hole III: Resonant Relaxation of Axisymmetric Discs
本文研究了轴对称低质量恒星盘绕大质量黑洞的共振弛豫。我们最近的工作的一般动力学理论的RR是简化的标准方式忽略的影响'引力极化'，并适用于零厚度，平，轴对称盘。用与其它轨道交换的角动量表示恒星轨道尾流，并利用尾流导出了在自引力、MBH的1 PN和1.5PN相对论效应以及任意外部轴对称势共同作用下RR的动力学方程。这是一个用于恒星分布函数（DF）的福克-普朗克方程，其中扩散系数是根据恒星轨道对之间的近点共振的贡献自洽给出的。物理动力学研究的两个主要情况下的利益。(1)“无损”光盘中的MBH是不是一个水槽的恒星，光盘质量，角动量和能量守恒：我们证明，一般的H-功能可以增加或减少RR期间，但玻尔兹曼熵（本质上）是唯一的，是一个非递减函数的时间。因此，长期的热平衡是最大熵状态，具有玻尔兹曼形式的DF;计算平衡时的双环关联函数。(2)光盘，失去恒星的MBH通过一个“空的损失锥”：我们推导出表达式的MBH的质量，角动量和能量的进料率在损失锥边界的扩散通量。
2016-02-18 astro-ph.GA
MOCCA code for star cluster simulations - III. Stellar-mass black holes in the globular cluster M22
利用Monte Carlo程序建立了银河系球状星团M22（NGC 6656）的动力学演化模型。初始条件的选择，使约12 Gyr的恒星和动力学演化后，该模型是一个近似适合的表面亮度和速度色散的集群配置文件，其质量函数，目前的二进制分数。根据黑洞出生踢的分布，我们预测，目前恒星质量的黑洞的数量范围从大约40个（没有踢）到基本上为零（踢的分布类似于中子星）。假设出生踢并不把所有新的黑洞都弹射出去，我们认为，现在半质量弛豫时间大于1 Gyr的星系团可能仍然保留着相当数量的黑洞。
2014-01-15 astro-ph.GA
A stellar census in globular clusters with MUSE: The contribution of rotation to cluster dynamics studied with 200 000 stars
这是一系列论文的第一篇，介绍了我们用MUSE积分场摄谱仪对25个银河系球状星团进行调查的结果。结合我们专用的源去混合算法，MUSE在拥挤的恒星场中提供了独特的多路复用能力，并允许我们在每个星团的半光半径内采集多达20，000颗恒星的样本。本论文的重点是分析的内部动力学的25个集群中的22个，使用约500 000光谱的200 000个单独的恒星。由于每个星团的恒星样本量很大，我们能够使用径向剖面和二维地图对中心旋转和色散场进行详细的分析。我们得到的速度色散分布显示出良好的一般协议与现有的径向速度的研究，但通常达到更接近集群中心。通过与自行数据的比较，我们推导或更新的动态距离估计14个集群。与以前的47 Tuc的动态距离估计相比，我们的值与其他方法更好地吻合。我们进一步发现，在我们的集群的大多数（13/22）显着（>3sigma）旋转。我们的分析似乎证实了早先的发现旋转和球状星团的椭圆率之间的联系。此外，我们发现的内部旋转的强度和集群的弛豫时间之间的相关性，这表明中心旋转场的遗迹的团簇形成，通过两体弛豫逐渐消散。
2017-10-19 astro-ph.GA
Monte Carlo Simulations of Star Clusters - VI. The globular cluster NGC 6397
我们描述了附近的球状星团NGC 6397的动力学演化的Monte Carlo模型。该代码包括两体松弛的治疗，大多数类型的三体和四体相互作用，涉及原始双星和动态形成的，银河潮汐，以及单星和双星的内部演化。我们到达了一组初始参数的集群，经过12 Gyr的演变，给出了一个模型与一个相当令人满意的匹配的表面亮度分布，速度色散分布，和光度函数在两个领域。我们特别描述了这些方面的演变，区分这个集群从M4，它有一个大致相似的质量和银河系的距离，但有一个质的不同的表面亮度剖面。在我们的建模的局限性，我们得出结论，差异的最合理的解释是波动：这两个集群是后塌缩对象，但有时有可分辨的核心，有时没有。
2009-02-13 astro-ph.GA
Mass loss from massive globular clusters in tidal fields
大质量球状星团通过内部和外部过程失去恒星。内部过程主要包括两体弛豫，而外部过程包括与银河潮汐场的相互作用。我们使用三种不同的直接求和N-体代码，探索不同的银河系轨道和粒子数的N-体模拟这样的大规模集群。通过检查恒星能量变化的速率，当它从星系团中脱离出来时，我们可以清楚地识别出两种我们称之为踢和扫的种群，它们分别通过星系团内部和外部潮汐场的两体相遇逃逸。我们发现，对于一个典型的晕球状星团在一个中等偏心的轨道上，扫比踢更常见，但总的质量损失率是如此之低，这些集群可以生存几十哈勃倍。不同的N-体代码给出了大致一致的结果，但我们发现，数值文物可能会出现有关的时间步长参数的Hermite积分方案，即收敛结果所需的值是敏感的粒子数。
2021-03-24 astro-ph.GA
Characterization of the velocity anisotropy of accreted globular clusters
银河系球状星团（GC）被认为是在银河系以及后来吸积到银河系的矮星系中原位形成的。然而，到目前为止，还没有明确的签名来区分增生的GC。使用专门设计的$N$体模拟GC演变的各种随时间变化的潮汐场（描述的潜在的矮星系银河系合并），我们分析的影响印记的内部运动学的吸积GC。特别是，我们看看速度各向异性的演变。我们的模拟结果表明，在早期阶段，速度各向异性是由矮星系的潮汐场，随后的集群将适应新的潮汐环境，失去任何签名的原始环境中的几个弛豫时间。在10 Gyr，GC表现出各种速度各向异性的配置文件，即各向同性的速度分布在内部区域和各向同性或径向/切向各向异性的中间和外部区域。独立的吸积起源，速度各向异性主要取决于集群累积经历的潮汐场的强度。切向各向异性集群对应于经历了更强的潮汐场的系统，其特征在于更高的潮汐填充因子，$r_{50}/r_j\gtrsim0.17$，更高的质量损失$\gtrsim60\%$和弛豫时间$t_{rel}\lesssim10^9$ Gyr。有趣的是，我们证明了潮汐尾的存在下，可以显着污染的速度各向异性的测量时，观察到一个集群的投影。我们在不同的潮汐环境中的速度各向异性配置文件的表征提供了一个理论基准的解释前所未有的量的三维运动学数据逐渐可用于银河系GC。
2017-06-29 astro-ph.GA
Inverting the dynamical evolution of globular clusters: clues to their origin
球状星团（GC）的标度关系不同于压力支撑（椭圆）星系的标度关系。我们发现，对于质量小于10^6 Msun的银河系GC，两体弛豫是形成密度对质量和银心距的双变量依赖关系的主要机制，并且GC的形成可能具有与超紧凑矮星系相似的标度关系，但不是必需的。我们使用一个快速的集群演化模型来拟合银河系GC的初始属性的参数化模型，以观察到的现今属性。最佳拟合的星团初始质量函数（幂律指数α =-0.6 +/-0.2）比在附近宇宙中形成的年轻大质量星团（YMC）（α =~-2）所观察到的要平坦得多。当单独考虑富含金属的GC时，允许稍微陡峭的CIMF（α =~-1.2+/-0.4$）。如果恒星质量损失和银河系潮汐场中的两体弛豫是主要的破坏机制，那么GCs的形成与YMCs不同。
2015-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young stellar cluster dilution near supermassive black holes: the impact of Vector Resonant Relaxation on neighbour separation
研究了超大质量黑洞附近年轻星团的轨道取向稀释率。在矢量共振弛豫的框架内，我们预测的恒星轨道平面取向的两点关联函数的时间演化作为其初始角间距和多样性的轨道参数（半长轴，偏心率）的函数。正如预期的那样，初始方向和轨道参数的分布越大，对给定的一组同时代恒星的稀释就越有效，其特征时间尺度由背景势波动的相干时间建立。一个马尔可夫处方相匹配的数值模拟，使我们能够有效地探测未解决的核的基本运动学性质时，要求与给定的稀释效率的一致性，所观察到的恒星盘内的一个角秒的Sgr A*。作为一个概念的证明，我们计算的半长轴尖点指数和旧背景星团中的中等质量黑洞的分数的函数的恒定稀释时间的地图。这一计算表明，矢量共振弛豫应该证明在这种情况下是有用的，因为它影响的时间尺度上的取向与恒星的年龄相当。
2020-08-05 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
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
Henon's Isochrone Model
Henon寻求最普遍的球形潜力，其中径向周期的轨道只取决于能源。他将这种势命名为等时线，并发现它为球状星团提供了一个很好的数据表示。他试图用共振弛豫来解释。共振弛豫在球状星团中可能扮演的角色仍然是一个悬而未决的问题，但等时线势在动力学天文学中肯定会扮演一个角色，因为它是最普遍的势，其中角作用坐标的封闭形式表达式是可用的。我解释了这个属性是如何使等时线成为环面映射的强大技术的无价之宝的。我还描述了扁平等时线模型，使我们能够探索一个强大的一般方法产生自洽恒星系统。
2014-11-17 astro-ph.GA
Stellar-Mass Black Holes in Globular Clusters: Dynamical Consequences and Observational Signatures
球状星团中大量的恒星质量黑洞对主星团的动力学演化和观测性质有着重要的影响。使用从一个大的数值模拟的结果，我们确定的关键成分，以维持相当大的人口的BH在GC的哈勃时间。我们发现，虽然BH natal kick处方是必不可少的，在GC中的BH的初始保留分数的确定，BH的长期生存是由GC的大小，初始中心密度和半质量弛豫时间。包含许多BH的模拟GC模型的特征在于相对低的中心表面亮度，大的半光和核心半径值。我们还讨论了新的方法来比较模拟结果与现有的观测数据，以确定最有可能包含许多BH的GC。
2019-07-31 astro-ph.GA
The Dynamics of Multiple Populations in the Globular Cluster NGC 6362
我们研究了银河系潮汐场如何影响球状星团NGC 6362中多个恒星星族的空间混合。我们使用$N$体模拟的多人口集群的轨道上，这个集群围绕银河系。在球状星团中形成多个种群的模型预测，第二个种群最初应该比第一个更集中。然而，NGC 6362是由两个具有相同径向分布的化学性质不同的恒星星族组成。我们发现，在这个集群的轨道上经历的高质量损失率显着加速两个群体的空间混合预期从两个身体松弛。我们还发现，对于一系列的初始第二人口的浓度，集群质量，潮汐填充因子和分数的第一人口的恒星，一个集群与两个人口应混合时，它已经失去了70- 80%的初始质量。这些结果完全解释了NGC 6362的完全空间混合，因为根据其现今的质量函数，独立研究估计该星团已经失去了85%的初始质量。
2015-09-25 astro-ph.GA
The Effect of Stellar Helium Abundance on Dynamics of Multiple Populations in Globular Clusters
我们将一个富氦星主序星寿命的半解析公式应用于多星族球状星团的N体模拟中，以研究富氦星对球状星团动力学的影响.我们表明，具有富氦集中布居的球状星团将略小于具有正常氦第二代的球状星团，其中最大的差异出现在扩展的正常氦布居中。这种效果显示在孤立的集群和一个现实的银河系潮汐场。我们发现，这种效应是质量分离的结果，更大质量的恒星在一个富含氦的集中人口由于其主序寿命下降的早期损失。因此，这两个群体将在比具有相同氦丰度的情况稍早的时间动态混合。此外，我们发现，它是可能的氦丰富的人口变得比正常氦人口更广泛，如果它形成一个低的初始浓度或集群是能够发展为大量的弛豫时间。我们的结论是，氦对恒星质量的动力学影响是温和的，和两个人口的初始浓度和银河系潮汐场的强度是更重要的，在确定多个人口的相对径向分布。
2018-09-04 astro-ph.GA
The mass and radius evolution of globular clusters in tidal fields
我们提出了一个简单的理论，最初紧凑的集群在潮汐场的演变。该模型的基本组成部分是一个集团进行了自己的能量通过半质量半径的两体相互作用每半质量弛豫时间的一个恒定的分数。这种能量是由一种（未指明的）能量源在核心中以自我调节的方式产生的。我们发现，在第一部分（大约一半）的演化和减少在后半部分的半质量半径增加，而逃逸率是恒定的，并设置的潮汐场。根据星系团半质量密度、星系团质量和银河系中心半径给出了星系团的演化轨迹和等时线。我们发现模型等时线和银河系球状星团参数之间有很大的一致性，这表明几乎所有球状星团的能量流和中心能量生产之间存在平衡。我们还发现，大多数的球状星团仍在向它们的潮汐半径膨胀。最后，给出了一个快速的集群演化代码。
2013-01-23 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters -- III. Palomar\,4 on an eccentric orbit
帕洛玛4是一个低密度球状星团，目前的质量为$\approx30000 M_{\odot}$，位于银河系外晕，其两体弛豫时间为哈勃时间。然而，它是强烈的质量分离，并包含一个恒星质量函数耗尽低质量恒星。2004年要么是以这种方式诞生的，要么是非凡的动态进化的结果。由于两体弛豫不能单独解释这些特征，通过潮汐冲击增强的质量损失可能对1944年产生了强烈的影响。在这里，我们计算一个网格的直接N体模拟模型在银河系内的各种偏心轨道上的潜力，找到可能的初始条件，重现其观测到的质量，半光半径，恒星MF斜率和视线速度色散。我们发现，双星4极有可能在一个偏心轨道上运行，偏心率为$e\approx 0.9$，近心距为$R_p\approx5$ kpc。在这种情况下，出生时所需的3D半质量半径类似于典型GC的平均尺寸（$R_h\approx4-5$ pc），而其出生质量约为$M_0\approx10^5 M_{\odot}$。我们还发现星团恒星之间存在高度的原始质量分离，这似乎在我们考虑的每一种情况下都是必要的。因此，利用潮汐效应来约束双星4轨道的近银河距离，我们预测双星4的自行应在$-0.52\leqμ_δ\leq-0.38$ mas\，yr $^{-1}$和$-0.30\leqμ_{α\cosδ}\leq-0.15$ mas\，yr $^{-1}$范围内。
2017-01-22 astro-ph.GA
Binary Stars as Dynamical Tracers in Globular Clusters .I. First Observations of Bimodal Spatial Distributions
University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Astrophysics and Space Science Observatory of Bologna（意大利国家天体物理研究所波洛尼亚天文与空间科学观测站）；Indiana University（印第安纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究六个银河系球状星团双星分数径向分布，用哈勃太空望远镜和地面数据测量，发现其非单调下降，呈双峰分布，最小值与弛豫时间尺度及星团动态年龄指标相关，数值模拟显示源于双星破坏和质量分离综合效应。
2026-07-13 astro-ph.GA
Vector Resonant Relaxation and Statistical Closure Theory. II. One-loop Closure
Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天文台）
以恒星动力学为试验台，通过单圈马丁-西吉亚-罗斯形式体系数值方案，在完全非线性非微扰区域验证统计闭包理论对矢量共振弛豫过程中关联函数的预测能力。
2026-05-25 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Black hole spin-mass correlation and vector resonant relaxation in gaseous star clusters: the origin of GW231123?
Universitá degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）
研究气态星团中黑洞自旋-质量关联及矢量共振弛豫，通过分析LIGO-Virgo-KAGRA合作团队报告的GW231123，发现其与预测的自旋-质量关联平台相符，且矢量共振弛豫平衡更优，为相关星团模型提供有力证据。
2026-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Vector Resonant Relaxation and Statistical Closure Theory. I. Direct Interaction Approximation
本研究针对星系中心恒星轨道取向的矢量共振弛豫现象，引入统计闭合理论中的Martin-Siggia-Rose形式体系，在直接相互作用近似和各向同性假设下对比两点关联函数预测与模拟结果，分析方法优劣并展望未来方向。
2025-03-19 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Evidence for two populations of Galactic globular clusters from the ratio of their half-mass to Jacobi radii
我们研究了银河系球状星团的半质量半径r_h与由银河系势给出的Jacobi半径r_J之间的比值，并表明银心距离R_{GC} >8 kpc的星团可分为两组：一组是r_h/r_J<0.05的致密潮汐填充星团，另一组是r_h/r_J<0.3的潮汐填充星团。我们没有发现一个特定的集群的成员资格，这些群体之一，其成员资格的老或年轻的晕人口之间的相关性。根据星系团的弛豫时间和轨道，我们认为致密星系团和内银河系中的大多数星系团是生来致密的，其半质量半径rh < 1 pc。一些潮汐填充的星团可能也形成了致密的结构，但大多数可能形成了较大的半质量半径。因此，银河系的球状星团表现出与最近在矮星系的球状星团和银河系的年轻星团中发现的相似的二分法。似乎有些潮汐充填的星系团沿着Kuepper等人（2008）最近发现的星系团的主序列线演化，并处于溶解过程中。
2009-09-30 astro-ph.GA
N-body modeling of globular clusters: Masses, mass-to-light ratios and intermediate-mass black holes
我们已经确定了50个银河系球状星团的质量和质光比，通过比较它们的速度色散和表面亮度分布对一个大网格的900个N体模拟星团的不同初始浓度，大小和中央黑洞质量分数。我们的模型遵循的恒星演化和两体弛豫的综合影响下的集群的演化，使我们能够考虑到恒星之间的质量分离和能量均分自洽的影响。对于一个子集的16个观测良好的集群，我们还推导出它们的运动距离。我们发现银河系球状星团的平均质光比为$<M/L_V>=1.98 \pm 0.03$，如果星团的初始质量函数是标准的Kroupa或Chabrier质量函数，这与预期的M/L比非常吻合。我们没有发现证据的平均质光比与金属丰度的下降。大多数球状星团的表面亮度和速度色散分布与中等质量黑洞（IMBH）的存在是不相容的，其中有数千个以上的$M_\odot$。唯一明显的例外是$ω$ Cen，那里的速度色散剖面提供了强有力的证据，证明在星团中心存在一个$\sim$ 40，000 $M_\odot$ IMBH。
2016-09-28 astro-ph.GA
Star Streams and the Assembly History of the Galaxy
薄晕星流起源于球状星团的蒸发，因此提供了早期球状星团人口的信息。观测到的银河系晕状球状星团的潮汐尾比10~Gyr轨道的星团所预期的要短得多。这种差异可能是由于假设这些星团在哈勃时间内一直在一个不演化的星系晕中轨道运行。作为更现实的流历史的第一步，一个玩具模型，结合了一个理想化的合并模型与简化模型的内部碰撞放松个别星团的开发。平均而言，速度分散随距离增加，导致流的密度随距离下降。因此，当前数据中可见的流通常是整个流的一部分。然而，由更大质量的球状星团蒸发形成的星流的高表面密度部分，如果距离小于30 kpc，则在天空的低遮蔽部分都应该是可见的。Pan-STARRS 1晕体积用于比较晕流和球状星团的数量。
2017-01-30 astro-ph.GA
Gravitational Encounters and the Evolution of Galactic Nuclei. III. Anomalous Relaxation
本文是第三个在一个系列介绍的结果直接数值积分的Fokker-Planck方程的恒星轨道的超大质量黑洞（SBH）在星系的中心。该算法的文件II包括扩散系数，描述了随机（“经典”）和相关（“共振”）松弛的影响。在本文中，文件II的扩散系数已被推广到占的影响，“异常松弛”，在质量上不同的方式，偏心轨道的发展制度的快速相对论性岁差。两个功能形式的异常扩散系数的研究，基于幂律或指数修正的共振扩散系数。定义修改系数的参数首先通过比较Fokker-Planck积分与先前发表的N体积分的结果来约束。稳态解，然后通过福克-普朗克方程的性质类似于银河系核的模型。列入异常松弛导致形成不突出的核心比单独的共振松弛的情况下，由于偏心轨道的扩散时标的延长。恒星的稳态捕获率的SBH被发现总是少，多达一个数量级，比捕获率在共振弛豫单独存在。
2015-09-03 astro-ph.GA gr-qc
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
Quantifying mass segregation and new core radii for 54 milky way globular clusters
我们目前的核心半径为54银河系球状星团确定拟合国王-米奇模型的累计投影恒星数分布。我们发现，拟合恒星计数，而不是表面亮度分布产生的结果，由于存在质量偏析显着不同。每个簇中的样品被进一步分解为不同的质量组，每个质量组都独立拟合，使我们能够确定每个簇的浓度如何随质量变化。我们样本中的大多数星团与标准图像基本一致，即质量更大的恒星将更加集中。我们发现，核心半径与恒星质量可以用两个参数的幂律拟合。这个幂律的斜率是一个值，它描述了星系团中存在的质量分离的数量，并且是独立于我们与星系团的距离而测量的。该值与每个簇的核心弛豫时间和物理尺寸密切相关。还包括补充图，显示所有54个聚类的拟合参数的最佳拟合和似然轮廓。
2013-08-16 astro-ph.GA
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Self-similar orbit-averaged Fokker-Planck equation for isotropic spherical dense clusters (iii) application of pre-collapse solution to Galactic globular clusters
这是我们对自相似轨道平均Fokker-Planck（OAFP）方程系列工作的第三篇论文。第一篇论文给出了各向同性坍缩前星团方程的精确谱解，第二篇论文详细介绍了模型的物理特征。在此基础上，本文将解应用于银河系球状星团的观测结构剖面。对于拟合的配置文件，最基本的（准）静态模型，国王模型，及其变体已显示出成功的结果，但他们不能适用于核心坍缩和核心坍缩集团在弛豫演化的后期阶段。我们提出了一个能量截断的自相似OAFP模型，可以适用于集群在早期和晚期的演化阶段。这个新的模型符合至少一半的银河系球状星团的结构轮廓，同时它也适用于具有分辨核心的核心坍缩恒星。作为主要结果，我们提供了核心崩溃的完成率对浓度的集群。此外，我们表明，我们的新模型可以适用于球状星团，甚至在一个广泛的半径范围（0.01 $\sim$ 10弧分）。然而，由于我们的模型包括polytrope（拉长的外晕），模型的潮汐半径变得不切实际的一些集群大。为了避免这个问题，我们还提出了新模型的近似形式。最后，我们报道了低浓度的银河系球状星团具有与恒星多面体相同的空间结构，并讨论了这种多面体星团的概念是否合理。
2020-04-30 astro-ph.GA
A simple two-component description of energy equipartition and mass segregation for anisotropic globular clusters
在弱碰撞恒星系统中，如某些球状星团，部分能量均分和质量分离，预计发展作为恒星遭遇的累积效应的结果，即使在系统的初始特征是恒星质量独立的密度和能量分布。与此同时，数值模拟表明，径向偏置压力各向异性慢慢建立在现实模型的球状星团从初始各向同性条件下，导致各向异性的配置文件，在某种程度上，模仿那些从不完全的暴力松弛已知相关的椭圆星系。在本文中，我们考虑了一组现实的模拟实现的Monte Carlo方法，并分析它们通过自洽的两个组件模型。为此目的，我们指的是一个潜在的分布函数，最初设想描述椭圆星系，最近已被截断和适应的背景下，球状星团。这两个组成部分代表了亮星（包括所有的主序星）和重星（巨星、暗遗迹和双星）。我们发现，这个概念上简单的家庭的两个组件截断模型提供了一个合理的描述模拟密度，速度色散和各向异性的配置文件，特别是对于最轻松的系统，与能力，以定量表示达到的水平的能量均分和质量偏析。相比之下，基于King分布函数的两组分各向同性模型不能提供令人满意的模拟球状星团的代表。有了这项工作，我们提供了一个新的可靠的诊断工具，适用于非旋转的球状星团的特点是显着的梯度在当地的质量-光比的值，超出了常用的单组分动力学模型。
2019-10-21 astro-ph.GA
A class of spherical, truncated, anisotropic models for application to globular clusters
最近，一类非截断的径向各向异性模型（所谓的$f^{(ν)}$模型），最初构建的暴力松弛和建模的椭圆星系的背景下，已被发现具有有趣的品质，观察和模拟的球状星团。考虑到对球状星团的新应用，我们从两个方面改进了这类模型。为了使它们更适合于描述由星系主办的小恒星系统，我们引入了一个“潮汐”截断（通过一个程序，保证完全连续的分布函数）。新的$f_T^{(ν)}$ -模型显示，提供了一个更好的适合所观察到的光度和光谱配置文件的样本13个球状星团研究早期通过非截断模型;有趣的是，最适合的模型也表现得更好的径向轨道不稳定性。然后，我们设计了一个灵活而简单的截断模型的两个组成部分的家庭，研究质量分离和多个人口的单独问题。我们的目标并不在于对球状星团进行完全真实的描述，以与目前通过专用模拟获得的描述相竞争。这里的目标是尝试识别最简单的模型，即具有最少自由参数的模型，但仍然能够为明显超出单组分模型范围的聚类提供合理的描述：使用此工具，我们的目标是识别表征质量分离或多个种群存在的关键因素。为了减少相关的参数空间，我们制定了一些物理参数（基于最近的观察和模拟）。第一个应用程序的两个良好的研究球状星团简要描述和讨论。
2016-03-18 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. II. Kinematic profiles and maps
我们使用最近在Bellini等人（2014）中提出的哈勃太空望远镜自行（HSTPROMO）目录对22个银河系球状星团进行了运动学分析。对于大多数星系团来说，这是有史以来第一次进行自行研究，对于许多星系团来说，这是任何类型的最详细的运动学研究。我们使用干净的明亮的恒星样本，以确定分箱速度色散和速度各向异性径向配置文件和二维速度色散空间地图。使用这些配置文件，我们寻找集群运动学和结构特性之间的相关性。我们发现：（2）平均而言，在二维1σ置信度下，球状星团的光度中心和运动中心在~1”范围内一致，星团与星团的均方根为4”（包括观测不确定性）;（3）平均而言，球状星团核心的速度分布各向同性在1%以内（σ_t/σ_r = 0.992 +/- 0.005），簇间均方根为2%（包括观测不确定性）;（4）团簇一般具有轻度径向各向异性的速度分布（σ t/σ r ~ 0.8-1.0），弛豫时间越长，偏离各向同性越大;（5）σ_minor/σ_major与椭圆率之间存在一定的关系，使得样品中更扁平的团簇更倾向于各向异性，σ_minor/σ_major约为0.9-1.0。除了这些一般性的结果和相关性，这里提出的配置文件和地图可以提供一个基础，详细的动力学建模的个别球状星团。考虑到数据的质量，这很可能为有关球状星团质量分布、结构和动力学的一系列主题提供新的见解。
2015-01-30 astro-ph.GA
Stellar Dynamics around a Massive Black Hole II: Resonant Relaxation
提出了一个低质量恒星系统绕大质量黑洞（MBH）共振弛豫（RR）的第一性原理理论。我们首先将Gilbert（1968）的动力学理论推广到质量为$M_\bullet$的黑洞的开普勒场。专门针对质量为$M \ll M_\bullet$的开普勒恒星系统，我们使用Sridhar & Touma（2015;论文I）的轨道平均方法推导出RR的动力学方程。本文描述了在自引力、MBH的1 PN和1.5PN相对论效应以及任意外部势的联合作用下，约化5维空间中$N \gg 1$高斯环系统的碰撞演化.在一般的几何形状中，RR由拱点共振和节点共振驱动，因此标量RR和矢量RR之间的区别消失了。该系统通过一系列准稳定的长期无碰撞平衡，驱动的不可逆的2环相关性，通过引力相互作用，直接和集体。该关联函数与“尾流函数”有关，尾流函数是系统对所选环的扰动的线性响应。尾流函数比关联函数更容易理解，并且满足更简单的方程。我们讨论的长期动力学和非平衡统计力学的相互作用，在长期的热力学平衡的开普勒恒星系统的演变的一般影响，并设置应用程序的RR轴对称光盘在纸III阶段。
2016-03-06 astro-ph.GA gr-qc
Statistical Mechanics of Gravitational Systems with Regular Orbits: Rigid Body Model of Vector Resonant Relaxation
我考虑一个自引力的N体系统，假设N个组成部分围绕星团的质心遵循规则的轨道，在那里可能存在一个中心大质量天体。我计算的平均超过一个完整的，N体哈密顿量的特征时间尺度，包括所有的动能和势能项。由此产生的有效系统允许识别具有N个刚性盘形顶部的轨道平面，这些轨道平面可以围绕其固定的共同中心旋转并且受到相互的重力扭矩。时间平均对由此产生的正则相空间的正则广义动量施加了边界。我研究了在这个有界相空间上由有效哈密顿量引起的统计力学，并计算了热平衡态。这是自旋方向弛豫的结果，与轨道平面的取向一致，这被称为矢量共振弛豫。计算了自旋的角速度色散对温度的依赖关系，并计算了速度分布函数。我认为，引力相变的有效性范围，确定在零动力学项的特殊情况下，由Roupas，Kocsis和Tremaine，扩展到非零值之间的质量比集群的N-机构和中心的大质量的对象。与天体物理学的相关性进行了讨论，重点是星团。在无界相空间上进行的相同分析说明了连续刚性顶部。
2019-12-09 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech gr-qc
Gravitational Encounters and the Evolution of Galactic Nuclei. II. Classical and Resonant Relaxation
对绕星系中心超大质量黑洞（SBH）运行的恒星进行了能量角动量空间中福克-普朗克方程的直接数值积分。该算法，这是在早期的论文中详细描述，包括扩散系数，描述了随机（“经典”）和相关（“共振”）遭遇的影响。稳态解类似于Bahcall-Wolf解，但由于角动量的扩散速率更高，在小半径处进行了修改，这导致了低密度的核心。核心半径是SBH影响半径的百分之几。相空间密度f（E，L）在低能量时几乎下降到零，这意味着几乎没有恒星在SBH周围的紧密束缚轨道上。稳态速率的恒星分裂，并找到一个简单的解析表达式，再现数值的喂养率具有良好的精度。还计算了破裂星的近点分布。时间依赖性的解决方案也计算，从初始条件类似的二进制SBH产生的。在这些模型中，喂食率在两个时间尺度上演化：快速演化，在此期间，大质量双星疏散的区域通过角动量扩散重新填充;和较慢的演化，因为能量扩散导致大半径处的密度分布达到Bahcall-Wolf形式。
2015-06-09 astro-ph.GA gr-qc
The eye of Gaia on globular clusters kinematics: internal rotation
我们从盖亚任务的第二次数据发布中使用自行以及最全面的一组视线速度得出了62个银河系球状星团样本中单个恒星的三维速度，目的是调查这些恒星系统的旋转模式。我们检测到的明确的信号旋转在15个集群的幅度远高于随机和系统误差的水平。对于这些集群，我们推导出的位置和倾斜角的旋转轴相对于视线和旋转的总贡献的总动能预算。旋转强度与半质量半径、弛豫时间和与破坏率相关的弛豫时间弱相关，而没有观察到旋转轴与轨道极的显著对准。这一证据指向了这些恒星系统中系统自转的原始起源。
2019-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
