Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star III: Asymptotic treatment for low frequencies in the inertial regime
本文将Zahn（1975，1977）最初考虑的大质量恒星在圆轨道上的伴星作用下所受潮汐力矩的渐近计算推广到旋转恒星的情况，即当强迫频率较小时，在惯性区，强迫频率小于旋转频率的两倍。结果证实了存在一个强大的环形模式共振功能逆行强迫，也有一个简单的描述的对流核心，一些核心惯性模式功能的存在下，在响应。这些是由Savonije和Papaloizou（astro-ph/9706186）在数字上发现的。
1997-06-18 astro-ph
A top-down scenario for the formation of massive Tidal Dwarf Galaxies
在星系合并过程中由碰撞碎片形成的天体中，在一些长潮汐尾的尖端附近观察到的突出的气体积聚最有可能存活足够长的时间，形成真正的回收星系。Bournaud、Duc和Masset（2003）使用简单的数值模型声称，在这些模拟中，质量为10^9 Msun的潮汐天体只能在扩展的暗物质（DM）晕中形成。我们在这里提出了一套新的模拟星系碰撞，以进一步研究潮汐尾的结构。首先，我们检查了大质量物体仍然是在包括反馈和大量粒子的完整N体代码中产生的。使用一个更简单的N体代码与刚性晕，我们注意到，耗散和自引力的尾巴，虽然重要，不是关键因素。利用玩具模型，我们发现，截断DM晕，材料沿尾部拉伸，而在扩展晕，潮汐场可以有效地带走磁盘的大部分气体，同时保持其表面密度高的值。这在尾尖附近产生了密度增强。只是后来，自引力接管;气体云坍塌并开始形成恒星。因此，根据自上而下的方案，这些物体基本上是在运动学过程之后形成的，与合并周围也存在的质量较小的超级星团相反。这一结论使我们引入了一个限制性的定义潮汐矮星系（TDGs）和它们的祖先，只考虑最大的，最初主要是由气体，能够堆积在潮汐尾巴。需要进行更多的模拟，以精确确定这些原型TDG的命运并估计其数量。
2004-08-27 astro-ph
Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star II: The low frequency, inertial regime
我们研究了完全非绝热潮汐响应的均匀旋转的未演化的20 Msun星占主导地位的l=m=2分量的同伴的扰动潜力。这是一个二维隐式有限差分格式的数值。我们假设恒星旋转缓慢，因此离心力可以忽略，但科里奥利力被充分考虑。我们研究低频“惯性”制度的潮汐振荡频率在帧与恒星共转小于两倍的恒星自转速率。在该频率范围内，对流核心中激发惯性模式，它可以与辐射包层中旋转修改的g或r模式相互作用，并导致潮汐相互作用显着增强。共振相互作用与准环形（r-）模式在轻微超同步恒星导致有效的自旋下降到共转。
1997-06-18 astro-ph
A New Way to Detect Massive Black Holes in Galaxies: The Stellar Remnants of Tidal Disruption
我们指出，巨星的潮汐破裂可能会留下一个明亮（10^35-10^39尔格/s）、炽热（10-100 eV）的恒星核心。钱德拉在M31中心探测到的“超软”源可能就是这样一个核心;不管它是否是，观测表明这样一个核心是可以探测到的，即使是在星系的中心。因此，我们探讨了预期的观测信号的范围，以及它们如何用于（1）检验M31源是潮汐剥离残留物的假设，（2）发现其他星系中黑洞和破坏事件的证据。
2001-12-18 astro-ph
Tidal dwarf galaxies
本文综述了潮汐矮星系的观测证据，潮汐矮星系是由大质量星系碰撞产生的潮汐碎片形成的一类小星系。潮汐矮星被发现远离相互作用的母星系，与位于长潮汐尾巴尖端的大量氢原子云有关。这些新形成的星系是研究附近宇宙中星系形成的最佳案例之一。
1997-11-21 astro-ph
Tidal evolution of eccentric orbits in massive binary systems; a study of resonance locking
本文研究了一个由1.4 Msun致密天体绕10 Msun自转主序星的椭圆轨道组成的双星系统在不同初始轨道参数下的潮汐演化。我们应用我们以前发表的结果的非径向g-和r-模式振荡的均匀旋转MS星的二维非绝热计算，并包括这些模式的潮汐演化计算中的共振激发的影响。高的轨道偏心率增强了潮汐相互作用的有效性，因为潮汐势的谐波分量的大量和近星点附近的轨道分离减少。通过包括MS星的演化，特别是它的自转速率，许多共振交叉发生增强潮汐相互作用。我们分析了共振锁定的现象，即一个特定的潮汐谐波保持共振与恒星振荡模式。共振锁定的g-模式出现了一个有效的机制，轨道圆化偏心轨道。我们考虑了脉冲双星PSR J 0045 -7319的轨道演化，并得出结论，共振锁定可以解释观测到的短轨道衰变时间的系统，如果B星的自旋方向相反的轨道运动。
1999-09-03 astro-ph
Tidal Disruption Eddington Envelopes around Massive Black Holes
在恒星被大质量黑洞潮汐破坏后，可能会形成光学厚度的包层。这样的包层将把来自黑洞附近吸积的硬辐射重新加工成紫外和光学波段，产生持续时间约1年的活动星系核亮度耀斑。我们表明，由于相对论效应，信封对流。如果对流是有效的，那么信封的结构是类似的，在以前的工作中所描述的;然而，光球半径被证明是非常敏感的光度在信封的基础上，这表明要么信封崩溃或信封扩展到最大半径，在这一点上风可能会设置。对于没有风的包层，我们发现光球的最大半径约为10^16 cm（即最低有效温度约为6，000 K）。信封的演变描述基于简单的能量参数。
1997-11-18 astro-ph
Evidence for tidal stripping of dark matter halos in massive cluster-lenses
在这封信中，我们提出了我们的研究结果的星系星系透镜在大质量的星团透镜跨度$z = 0.17$到0.58，利用高质量的档案{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）数据。剪切图中的局部各向异性被认为是由这些星系团中的暗物质子结构引起的。关联的子结构与明亮的早型星系团星系，我们量化的典型$L^*$集群成员的统计方式的属性。与这些星系团内部区域内的单个星系相关的总质量的分数范围从10- 20%，这意味着大质量透镜星系团中的大部分暗物质是平滑分布的。看着星系团的属性，我们发现强有力的证据（$>3$ - $σ$的意义），一个基准早型$L^\ast$星系在这些集群中有一个质量分布，潮汐截断相比，同等亮度的星系在现场。事实上，我们在$>10$ - $σ$意义上排除了这些星系团早期类型的场星系尺度暗晕。我们比较了从这个透镜分析与集群潜力的中心密度的潮汐半径，并找到一个相关性，这是在很好的协议与理论预期的潮汐截断：$\log [r_t*] \propto (-0.6\pm 0.2) \log [ρ_0]$。
2002-10-23 astro-ph
Relativistic cross sections of mass stripping and tidal disruption of a star by a super-massive rotating black hole
[摘要]我们考虑了超大质量克尔黑洞对恒星的潮汐破坏问题。使用一个数值快速拉格朗日模型的潮汐破坏的明星，我们调查的参数空间的问题，并找到在参数空间中的区域，在那里的明星或部分质量损失的总中断发生作为一个结果，绕着黑洞飞行。我们的治疗是基于广义相对论，我们考虑的范围内的黑洞质量的潮汐干扰竞争的相对论效应的直接捕获的恒星的黑洞。我们发现我们的结果可以在恒星$(j_θ, j_ϕ)$的特定轨道角动量平面上表示。我们计算一个给定的质量损失的恒星在这个平面上的轮廓，称为潮汐截面，对于一个给定的黑洞质量$M$，旋转参数$a$和倾斜的轨道的恒星相对于黑洞赤道平面。结果表明，潮汐截面可近似为在$j_ϕ=0$轴上对称的圆，并相对于坐标原点向负$j_θ$方向移动.对于$5\cdot 10^{5}M_{\odot}-10^{9}M_{\odot}$范围内的黑洞质量和不同的$a$值，数值计算了这些圆的半径和位移。结果表明，当$a=0$时，$M < 5\cdot 10^{7}M_{\odot}$发生潮汐扰动;当$a\approx 1$时，$M < 10^{9}M_{\odot}$可能发生潮汐扰动。
2005-11-22 astro-ph
Rates of tidal disruption of stars by massive central black holes
有强有力的证据表明，在许多星系凸起的中心存在某种大质量的暗天体。从潮汐破裂的恒星上检测到的耀斑可以证实这些物体是黑洞（BH）。在这里，我们提出了详细的真实星系的动力学模型中的恒星破裂率的计算，考虑到在非球形星系的两体松弛和潮汐力的可破裂轨道上的恒星的损失锥的再填充。最高的分裂率（每10^4年一颗恒星）出现在暗星系（L>10^10 L_sun）中，这些星系具有陡峭的中心密度尖点。更明亮的星系密度更小，弛豫时间更长，黑洞质量更大。在这样的星系中，矮星会被黑洞整个吞噬，因此不会发出耀斑;巨星则可能每10^5年产生一次耀斑，尽管耀斑的产生率与恒星分布函数的形状密切相关。我们讨论了在目前的超新星搜索中探测破裂耀斑的可能性。在星系的整个生命周期中，被消耗的恒星的总质量约为10^6 M_sun，与星系的光度无关;因此，在比10^9 L_sun弱的星系中，破裂的恒星可能对现在的BH质量有很大的贡献。
1999-02-02 astro-ph
Flares from the Tidal Disruption of Stars by Massive Black Holes
潮汐破裂耀斑分为两类--亚爱丁顿耀斑和在爱丁顿极限附近辐射的耀斑。来自~2 × 10 ^7 M_ \odot以上的黑洞的耀斑通常不会辐射到爱丁顿极限以上。对于史瓦西黑洞，潮汐破裂的最大热光度为~L_Edd（5 x 10^7 M_ \odot），大大低于最大质量的破裂黑洞的爱丁顿光度（~2 x 10^8 M_ \odot）。对最亮耀斑光谱的热辐射修正被认为是很大的（~7.5等）。然而，最明亮的耀斑可能有绝对星等超过-19 V和-21 U（在没有变红的情况下）。因为光谱是如此的蓝，K-校正实际上可能会使光带中的耀斑变亮。如果这样的耀斑像人们所认为的那样频繁，它们可能很快就会在低或高红移超新星的搜索中被发现。耀斑中产生的He II电离辐射可能主导了静止星系中心所有其他来源产生的电离辐射，产生了一个稳定状态的高度电离的化石星云，其范围约为1 kpc，可以在复合线中观察到。
1997-06-24 astro-ph
Tidal disruption and ignition of white dwarfs by moderately massive black holes
本文对中等质量黑洞对白矮星的潮汐破坏进行了数值研究，特别是对矮星系和球状星团的中心。特别关注的是所有质量的白矮星的命运，这些白矮星接近黑洞，足够近，被破坏和严重压缩到可以触发爆炸性核燃烧的程度。气体动力学与核反应的一致建模允许对爆炸能量释放的现实确定。在最有利的情况下，核能的释放可能与典型的Ia型超新星相当。虽然爆炸会增加在双曲线轨道上逃逸的质量分数，但仍有很大一部分碎片被黑洞吞噬，导致明亮的软X射线耀斑持续约一年。如果探测到这样的瞬态信号，将是中等质量黑洞（低于$10^5 M_\odot$）存在的有力证据。
2008-11-17 astro-ph
Tidal scattering of stars on supermassive black holes in galactic centers
银河系中心的大质量黑洞（BH）的生长所需的部分质量是由在未束缚的低角动量轨道上接近它的恒星的潮汐破裂提供的。对于每一颗被破坏的恒星，其他恒星在遭受极端的潮汐扭曲，自旋，混合和质量损失后勉强逃脱，这可能会影响它们的演化和外观。我们表明，这是很可能的，一个显着的一部分，在银河系中心的大质量黑洞周围的恒星经历了这种极端的潮汐相互作用，并幸存下来，随后的总中断，无论是被偏离其轨道或错过BH由于其布朗运动。我们讨论了这个过程可能的长期可观察到的后果，这可能是相关的理解在银河系中心的恒星的性质，并可能提供一个签名的存在大规模的BH。
2001-09-24 astro-ph
Dark galaxies or tidal debris? Kinematical clues to the origin of massive isolated HI clouds
最近在室女星系团中发现了一个质量为$\sim10^8$ M $_{\odot}$的扩展HI云（VIRGOHI 21），没有明显的光学对应物。为了了解明显孤立的HI云的物理性质的起源，如VIRGOHI 21，我们数值研究潮汐HI碎片的物理性质，形成星系团中的星系-星系相互作用。我们的流体动力学模拟表明，总HI质量为$10^8-10^9$ M $_{\odot}$的潮汐碎片可以有（1）宽HI速度宽度（$>200$ km s $^{-1}$），（2）小质量分数的恒星（$\sim$ 10%），（3）平均$B$带表面亮度的恒星组件比30 mag arcsec $^{-2}$。这些结果表明，室女座HI 21，这是在投影距离$\sim$ 150千秒差距的单臂，HI丰富的螺旋星系M99（NGC 4254），是潮汐碎片。我们建议，HI云的模拟和观测速度场之间的比较使我们能够更好地理解它们的性质和起源（例如，无论它们只是潮汐碎片还是只有HI气体并被暗物质晕嵌入的“暗星系”）。我们还讨论了孤立的HI气体通过热的团内气体的热传导蒸发的时间尺度。
2005-05-29 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了来自非轴对称盘和碎片尾部的H α发射线的时变轮廓，这些非轴对称盘和碎片尾部是由百万太阳质量的黑洞在太阳型恒星的潮汐破裂中产生的。我们发现，在这些非常早期阶段的分裂后碎片的演变的线轮廓不像双峰轮廓预期从旋转盘，因为碎片尚未解决到这样一个稳定的结构。预测的谱线轮廓在相当短的时间尺度上变化（数小时到数天的量级）。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。鉴于照明的紫外线/X射线光曲线，我们还从碎片的Halpha光曲线模型。
2004-04-12 astro-ph
Tidal Effects and the Environment Dependence of Halo Assembly
我们探讨了银河系暗物质晕的形成时代和它们的环境密度之间令人困惑的反相关性的可能起源。这种相关性已经从宇宙学N体模拟中揭示出来，并且与扩展的Press-Schechter晕簇模型相冲突。使用类似的模拟，我们首先量化的直接关联的早期形成时代的质量增长率降低在晚些时候。然后，我们发现，抑制增长的主要驱动力，吸积和合并，是潮汐效应占主导地位的一个邻近的大规模晕。潮汐效应的范围从减缓的组装晕由于剪切沿大规模的细丝，饲料的大规模的晕，以实际的质量损失，通过大规模的晕。使用限制性三体问题，我们表明，晕是容易在1.5维里半径较大的晕潮汐质量损失。我们的研究结果表明，形成时代的环境密度的依赖性是一个次要的影响所引起的增强密度的大规模晕附近的长丝潮汐是强大的。我们的组装率的措施是特别相关的潮汐场在高红移z~1。
2009-06-19 astro-ph
The large extent of dark matter haloes probed by the formation of tidal dwarf galaxies
在几个相互作用的系统中，在潮汐尾的尖端附近观察到了质量为10^9太阳质量的气体聚集，并被认为是潮汐矮星系的可能祖先。使用N-体模拟星系相互作用，我们表明，存在这样的功能，需要暗物质晕周围的螺旋星系延伸至少十倍以上的恒星盘。在我们的模拟中形成的大规模气体云有一个运动学的起源和引力坍缩成矮星系，往往生存几十亿年。
2003-09-30 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
On compressive radial tidal forces
径向潮汐力可以是压缩的而不是破坏性的，这是一种在高级物理课程中经常被忽视的可能性。例如，径向潮汐压缩可以出现在包含较小星团的扩展恒星系统中。在特定的条件下，由这种扩展的质量分布产生的潮汐场可以对星团施加压缩效应，而不是通常的破坏力。引力的这个有趣的方面可以从许多教科书和天文学入门课程中给出的标准关系推导出来，并且可以作为一个机会来仔细研究引力物理学，恒星动力学和微分几何的某些方面。在巨大恒星系统的中心存在压缩潮汐，这可能为恒星的形成和原始星系的形成过程提出了新的演化方案。
2007-05-25 astro-ph
Constraining dark halos with tidal tails
在星系碰撞中，大规模和扩展的暗晕可以抑制长潮汐尾的形成。我们研究了这种影响，使用不同的暗晕潜力的模拟约束相互作用星系的晕属性进行了广泛的调查。这些限制相比，其他观测限制和理论预测的晕结构。像CDM这样的$Ω=1$宇宙学模型预测的暗晕质量太大，而且延伸得太长，不可能产生在附近星系碰撞中看到的长潮汐尾。这也与从卫星运动学推断的晕势相冲突;这样的晕同样会抑制星系碰撞中的尾形成。
1997-12-08 astro-ph
Orbital inspiral into a massive black hole in a galactic center
银河系中心的一个巨大的黑洞（MBH）将恒星流驱动到近径向的轨道上，以取代那些被它摧毁的恒星。轨道穿过事件视界r_s或潮汐扰动半径r_t的恒星在轨道周期P内迅速毁灭。轨道近点r_p略大于汇半径q=max（r_s，r_t）的恒星可能会由于与MBH的耗散相互作用而缓慢螺旋进入，例如引力波发射、潮汐加热或吸积盘拖曳，并对MBH的增长率产生可观测的后果和影响。与迅速毁灭不同，内旋时间通常>> P。这个时间受到最初将恒星偏转到偏心轨道的散射过程的限制，因为它可以再次将恒星偏转到耗散效率低下的更宽轨道。因此，慢事件率和瞬发事件率之比远小于横截面之比r_p/q，因此只有瞬发破裂对MBH的质量有显著贡献。相反，大多数从MBH散射的恒星在极端的潮汐相互作用（“潮汐散射”）中幸存下来。我们推导出一般表达式的inspiral事件率和inspiral星的平均数量，并表明潮汐散射星的生存概率是~1，潮汐加热星（“squeezars”）和重力波发射星在银河系中心的数量是~0.1-1。
2003-05-05 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了从非轴对称磁盘和碎片尾巴的太阳型恒星的潮汐破坏的百万太阳质量的黑洞的巴尔末α发射的时变配置文件。利用三维相对论光滑粒子流体动力学程序模拟了两次潮汐破裂事件，描述了前50-90天碎片的早期演化。我们用光电离程序CLOUDY计算了碎片中的物理条件和辐射过程。我们模型的发射线配置文件后立即到黑洞的吸积率变得显着的时期。我们发现，在这些非常早期的postdisruption碎片的演变阶段的线轮廓不像双峰轮廓预期从一个旋转的磁盘，因为碎片还没有解决到这样一个稳定的结构。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。此外，预测的线轮廓在相当短的时间尺度上（小时到天的数量级）变化。考虑到黑洞的吸积率，我们还从碎片中模拟了巴尔末α光变曲线。
2005-05-13 astro-ph
Detection of massive tidal tails around the globular cluster Pal 5 with SDSS commissioning data
我们报告发现两个明确的潮汐尾出现在稀疏的偏远球状星团帕洛玛5。这些尾巴对称地伸展到星系团的两侧，方向是恒定的银河纬度，在天空中对着2.6度的角度。斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中已经检测到了这些尾巴，提供了沿赤道2.5度宽的深五色测光。在尾区的恒星构成了目前星等区间19.5 < i* < 22.0的星团恒星总数的相当大的一部分（约1/3）。这表明星系团遭受了严重的质量损失。尾巴的方向为确定星系团的银河系轨道提供了一个重要的关键。
2000-12-14 astro-ph
Numerical study of the tidal interaction of a star and a massive black hole
我们提出了一个形式主义，以及适应的普通主序星与大质量黑洞的遭遇的数值研究。对称性的考虑，一个很好的适应移动网格和一个很好的适应移动框架的使用，以及集成的偏微分方程的伪谱方法的结果在一个非常强大的和准确的工具。流体动力学方程被写在一个移动的框架中，该框架模仿流体的大部分运动，从而在整个计算过程中产生非常小的相对速度和非常合适的空间分辨率。因此，数值计算大大简化，特别是柯朗条件平滑。典型的运行在几个小时内在工作站上进行，具有与光谱方法相关的高精度。所谓的仿射预测测试对这个完整的数值模拟。
1995-05-10 astro-ph
The dynamics of tidal tails from massive satellites
本文利用N体模拟研究了矮卫星产生潮汐尾的动力学机制。我们确定了两个重要的动力学同谋：1）主晕和卫星吸引力平衡的点不出现在离卫星中心等距离处，也不出现在大质量卫星的等势值处，破坏了主尾和拖尾的形态对称性;以及2）在前（后）尾中的逃逸的喷出物继续被卫星的重力减速（加速），导致喷出物轨道与卫星轨道的大的偏移。卫星自身重力的影响只会随着卫星质量与宿主晕质量之比的减小而减弱，这表明了这些影响在大范围的晕下质量中的重要性。不仅大质量卫星的前尾和后尾的形态不同，而且观测到的尾的径向速度将从卫星轨道的径向速度偏移;位移和峰值径向速度都与卫星质量成正比。如果假设尾巴跟随祖先卫星轨道，则来自质量大于0.0001主晕维里质量的卫星的尾巴在球形晕中将显示为扁平晕。因此，使用潮汐流对银河系晕形状的约束需要依赖于质量的建模。同样地，我们计算了尾轨道在E_{r} -r^{-2}空间和E- L_{z}空间的分布，为卫星流遗迹的识别提供了依据。在逃逸过程中，大质量卫星对喷出物的加速扩展了速度分布，模糊了相空间中定义明确的"移动群“的特征。
2007-08-03 astro-ph
The Stream-Stream Collision after the Tidal Disruption of a Star Around a Massive Black Hole
恒星在大质量黑洞周围会发生潮汐分裂。人们已经知道，这些碎片形成一个旋进流，它可能会与自己碰撞。流碰撞是决定恒星碎片后续演化的关键过程：如果轨道能量有效耗散，碎片最终将形成圆盘（或环面）。本文用数值方法研究了一个10^6 Msun的黑洞与一个近心半径为100 Rsun的1 Msun的正常恒星相遇时产生的流碰撞。一个简单的处理辐射冷却已被采用的光学厚和薄的区域。我们已经发现，在碰撞过程中，流的初始动能的大约10至15%转化为热能。进入流的角动量增加了2至3倍，并且这种增加与动能的减少一起显著地有助于循环化过程。碰撞引起的初始亮度爆发可能在10^4秒内达到10^41 erg/sec，之后亮度再次增加（但这次很慢），在10^5秒的几倍内达到10^40 erg/sec的稳定值。预计该系统的辐射接近普朗克，有效温度为10^5K。
1999-02-09 astro-ph
Massive star formation and tidal structures in HCG 31
我们提出了新的宽带光学和近红外CCD成像与深光学中分辨率光谱的希克森紧凑组31。我们分析了星系的恒星星族的形态和颜色，以及电离气体的运动学，物理条件和化学成分，以便更完整地了解系统的起源和演化。我们估计了该系统最近的恒星形成爆发的年龄，发现不同指标和星爆模型所获得的值之间具有很好的一致性。我们发现，成员F主机组中最年轻的星暴，显示了大量的人口沃尔夫-拉叶星。化学丰度在该组的所有成员中相当相似，尽管它们的绝对量非常不同。我们认为，使用传统的金属度光度关系的绝对$B$ -星等的基础上是不合适的矮星暴星系，因为他们的光度是由短暂的贡献的恒星暴的蓝色光度占主导地位。我们认为该星系群的成员E和F是潮汐矮星系的候选者，因为它们的高金属丰度，它们的运动学特征，以及缺乏潜在的古老恒星星族。最后，我们提出HCG~31正遭受几个几乎同时发生的相互作用过程。这些过程中最相关的是：（a）成员A和C的合并，这将产生两个光学潮汐尾;（b）G和A+C复合体之间的飞越相遇，这将产生一个\ion{H}{1}潮汐尾，从A+C的外部气体剥离，成员F和E起源于此。
2004-03-09 astro-ph
Is the Fast Evolution Scenario for Virialized Compact Groups Really Compelling? The Role of a Dark Massive Group Halo
我们报告的N体模拟的结果，旨在测试的假设，星系在X射线发射（即，当致密群嵌入一个共同的、巨大的、静止的暗物质晕中时，它们不会被潮汐剥离。为了从由于初始星系模型配置的错误选择而产生的虚假效应中摆脱相互作用的影响，这些被选择为潮汐限制的King球体，代表了晕潮汐场内的准平衡系统。我们假定晕的电势是冻结的，而忽略了由于动力摩擦引起的制动。我们的研究结果证实了潮汐剥离率低的假设，并提出了一个方案，在其静止阶段，只有非常温和的潮汐引起的星系演化的维里化致密群演化一般可以预期。这意味着群的稳定性，只要这些系统中的动力学摩擦时标不比哈勃时间短得多。我们简要地讨论了这种可能性，特别是考虑到一个典型的维里化紧致群的速度色散和典型的成员星系的内部速度色散之间的相似性。在这个框架下，一些关于紧致群的令人困惑的观测数据可以很容易地得到解释。其他观测结果将更好地理解为原群环境中合并活动增强的结果，导致通过合并较低质量的晕而形成维里化的紧凑群，正如结构形成的等级情景所预测的那样。
2001-01-17 astro-ph
The Role of Tidal Interactions in Star Formation
几乎所有进入每一个形成恒星的物质的初始角动量都必须在形成过程中以某种方式被移除或重新分配。可能的运输机制和可能的命运的多余的角动量进行了讨论，有人认为，在磁盘中的运输过程本身可能是不够的，以解决角动量的问题，而潮汐与其他恒星的相互作用，形成二进制或多个系统可能是非常普遍的重要性，在重新分配角动量在恒星形成过程中。大多数恒星（如果不是全部的话）可能形成于双星或多星系统中，这些系统中的潮汐力矩可以将大部分角动量从每个形成恒星周围的气体转移到伴星的轨道运动中。在拱星盘中潮汐产生的波可能有助于角动量的总体重新分布。恒星可以通过潮汐触发的快速吸积爆发获得大部分质量，这些爆发可以解释恒星演化最早阶段的一些最具活力的现象，如喷流。如果潮汐相互作用确实具有普遍的重要性，那么行星形成盘的早期演化可能往往比标准模型中的更混乱和更剧烈，冲击加热事件可能很常见。在一个子集团的层次结构中的相互作用可能在建立星团中的大质量恒星和确定上层IMF的形式方面发挥作用。这里讨论的许多过程在星系尺度上有类似之处，在星系团中相互作用驱动的吸积过程形成大质量恒星和星系核中大质量黑洞的积累之间可能有相似之处。
2001-12-18 astro-ph
Gemini Spectroscopic Survey of Young Star Clusters in Merging/Interacting Galaxies. I. NGC 3256 Tidal-Tail Clusters
本文给出了NGC 3256西潮尾三个年轻星团的双子座光谱。潮汐尾中的致密星团（相对于矮星系候选者）是罕见的，这三个星团是第一个获得详细定量光谱的星团。我们发现，其中两个星团似乎是同时代的，而第三个星团的年龄大约是2亿年前的两倍，而第三个星团的年龄大约是2亿年前的两倍。8千万年）。这三个星团的质量都很大（1-3 x 10^5 msun），看起来与太阳的金属丰度差不多。此外，这三个星系团看起来相对较大（R_eff = 10-20 pc），可能反映了形成时的弱压缩和/或星系潮汐场的弱影响。所有三个集群的速度一致的HI速度在潮汐尾的一般趋势。我们的结论是，如果NGC 3256的松散结合的尾部物质在该星系群内未来的相互作用中被剥离，这三个星系团可能成为群内介质的一部分。
2006-12-05 astro-ph
Tidal disruption rates of stars in observed galaxies
我们推导了Magorrian等1998年的一个星系样本中的中心大质量黑洞对主序星的俘获率Ndot。破裂率比以前认为的要小，每个星系的破裂率为Ndot ~ 10^-4 - 10^-7。Ndot和黑洞质量之间的相关性，M，被用来估计在当地宇宙的潮汐破坏率。假设所有或大多数星系的核中都有大质量的黑洞，那么这个比率应该是由亚L星系主导的。潮汐破裂的速率可能高到足以在超新星（或类似的）监测活动中检测到-我们估计潮汐破裂的速率是超新星速率的0.01 - 0.1倍。我们还估算了红巨星的破裂速率，对于M ~> 10^8 Msun的红巨星，这个速率可能很大（每个星系的Ndot ~> 10^-4 y^-1），但观测起来可能更困难--在本宇宙中，这个速率仅为超新星速率的10^-4倍。在计算捕获率时，我们建议谨慎使用其他作者的标度公式，这些公式不适用于这里考虑的星系所涵盖的物理范围。
1998-12-21 astro-ph
On the tidal interaction of massive extra-solar planets on highly eccentric orbit
在本文中，我们发展了一个由恒星潮汐场引起的扰动理论，该扰动发生在一个完全对流的缓慢旋转的行星上，该行星绕着一颗中心恒星在一个高偏心率的轨道上运行。我们发现，有两个贡献的模式能量和角动量增益由于脉冲潮汐相互作用：a）“准静态”的贡献，需要耗散过程中运行的行星; b）与激发振荡模式的动态贡献。这些贡献是从一组控制方程自洽获得的。我们计算了行星Ω_{crit}的角速度的一个临界“平衡”值，该值由动力潮汐的作用不改变该旋转速率下的角速度的条件确定。我们表明，这可能比与准静态潮汐相关的相应速率大得多，并且在该角速度下，能量交换速率最小。我们还调查的振荡能量的随机增加，可能会发生，如果许多近星点通道被认为是条件。我们使用一个实际的行星模型，对初始偏心轨道由于潮汐而圆化的时间尺度进行了一些简单的估计，对于圆化后的轨道，所观察到的太阳系外行星P_{obs} > 3天的典型周期。我们发现，动力潮汐可以产生一个非常大的减少半长轴的行星质量的数量级的木星质量M_{J}和最后的周期P_{obs} <4.5天的时间尺度<几个Gyrs。我们还讨论了几个悬而未决的问题的背景下，由于动态潮汐的轨道圆化。
2003-10-09 astro-ph
Tidal Disruption of a Solar Type Star by a Super-Massive Black Hole
我们研究了一个被超大质量（10^6太阳质量）黑洞破坏的太阳型恒星的长期演化。演化是从分裂事件开始的，分裂事件将恒星变成一条细长的气体流，直到其中一些气体返回近心点，开始围绕黑洞的第二个轨道。跟踪这么长时间的演化使我们能够确定黑洞吸积的质量。我们发现，大约75%的返回质量是不吸积，而是成为未绑定的，以下的大压缩特征返回近心。因此，潮汐破裂对周围气体的影响可能类似于两个连续的超新星事件。
2000-12-24 astro-ph gr-qc physics.comp-ph
Detectability of Weakly Interacting Massive Particles in the Sagittarius Dwarf Tidal Stream
人马座矮球状星系（Sgr）的潮汐流可能正在向太阳系倾泻暗物质，并贡献了我们星系晕局部密度的约（0.3- 23）%。如果人马座星系中含有WIMP暗物质，则在直接暗物质探测中，来自WIMP流的额外贡献会在能量反冲谱中产生阶梯状特征。对于我们对流速度（300 km/sec）和方向（包含Sgr矮星及其碎片的平面）的最佳估计，计数率在6月28日达到最大值，在12月27日达到最小值（对于大多数反冲能量），并且台阶的位置每年都以与计数率相反的相位振荡。在CDMS实验中，对于60 GeV的WIMP，步骤的位置在35和42 keV之间振荡，并且对于最有利的流密度，流应该是可检测的，在11 sigma水平，在四年的数据与10 keV的能量箱。计划中的大型探测器，如XENON，CryoArray和定向探测器DRIFT也可能能够识别Sgr流。
2004-08-13 astro-ph hep-ph
Gravitational Wave and X-ray Signals from Stellar Disruption by a Massive Black Hole
引力波和X射线耀斑预计来自大质量黑洞对恒星的潮汐破坏。利用相对论光滑粒子流体动力学程序，我们研究了经过史瓦西或克尔黑洞（10^5-6 Msun）附近的俯冲轨道上主序星和氦星的命运。我们表明，四极引力波在潮汐破裂过程中发射的描述合理，即使在强相遇的情况下，点粒子近似。根据Goddern方法进行的另一项水动力计算表明，在足够高的潮汐压缩作用下，会产生冲击。激波加热导致了X射线耀斑，对于被10^6兆太阳黑洞破坏的太阳型恒星来说，这是在keV范围内，与引力波信号有关。X射线耀斑的硬度和持续时间可以作为中心黑洞质量的诊断。
2004-07-22 astro-ph gr-qc
