The Spatial Distribution of Coalescing Neutron Star Binaries: Implications for Gamma-Ray Bursts
我们发现的聚结时间，出生率，空间速度，以及随后的径向偏移的聚结中子星（NS）在各种星系的潜力占大的不对称踢期间引入的超新星的分布。结合NS-NS二进制的出生率是相当敏感的反冲速度的大小，但尽管如此，类似（~10每银河每百万年）以前的人口合成研究。然而，零年龄主层序以来的合并时间分布对井涌速度的选择相对不敏感。合并时间的中位数约为1亿年，我们发现致密双星应该密切跟踪宇宙中的恒星形成率。在一个合理的星系势范围内（M_galaxy> 3 x 10^10 M_solar），NS-NS合并的径向偏移中值小于10 kpc。在z = 1的红移下（H_0 = 65 km/s/Mpc，Omega = 0.2），这意味着一半的合并应该发生在距离宿主星系约1.3角秒的范围内。除了最浅的潜势外，90%的NS-NS双星在距离宿主30 kpc的范围内合并。我们发现，虽然合并的中子星双星的空间分布是一致的，与已知的光学余辉的伽马射线暴（GRB）与微弱的星系的密切空间关联，一个不可忽略的分数（~15%）的GRB应该发生在（> 30千秒差距）的矮星系主机。由于主机中的尘埃，偏移量的投影和星际介质密度的范围内的灭绝混淆了星系周围的NS-NS合并的真实分布与一组可观察到的光学瞬变/星系偏移。
1999-01-15 astro-ph gr-qc
The Final Fate of Coalescing Binary Neutron Stars: Collapse to a Black Hole?
与中子星（NS）或黑洞（BH）成分合并的致密双星是目前正在建造的激光干涉仪探测器的重要引力波源，也可能是宇宙学距离上的伽马射线暴源。本文着重研究NS-NS双星系统最终的流体动力学并合，并讨论了黑洞的形成是否是这些系统最终不可避免的命运。
1999-12-14 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation from Coalescing Supermassive Black Hole Binaries in a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们研究了由宿主星系合并而产生的合并中的超大质量黑洞（SMBH）双星的引力波辐射。我们采用了半解析模型的星系和类星体形成的层次聚类方案的基础上，估计预期的随机引力波背景的振幅，由于鼓舞SMBH二进制和爆发率由于SMBH二进制合并事件。我们发现背景辐射的特征应变振幅为$h_c(f) \sim 10^{-16} (f/1 μ{\rm Hz})^{-2/3}$。背景辐射对总应变幅的贡献主要来自$0<z<1$的SMBH合并事件。我们还发现，未来的天基引力波干涉仪，如计划中的\textit{Laser Interferometer Space Antenna}（{ \sl LISA}）可能会检测到强烈的引力波爆发与合并的SMBH二进制与总质量$M_{\rm tot} < 10^7 M_{\odot}$在$z \gtrsim 2$的速度$ \sim 1.0 {\rm yr}^{-1}$。我们的模型预测，具有较大幅度$h_{\rm burst} \sim 10^{-15}$的爆发信号对应于总质量为$M_{\rm tot} \sim 10^8 M_{\odot}$的大质量SMBH双星在低红移$ z \lesssim 1$下以$ \sim 0.1 {\rm yr}^{-1}$速率的合并事件，而具有较小幅度$h_{\rm burst} \sim 10^{-17}$的爆发信号对应于总质量为$M_{\rm…
2005-02-28 astro-ph gr-qc
Accuracy requirements for the calculation of gravitational waveforms from coalescing compact binaries in numerical relativity
本文讨论了现代干涉型引力波探测器中，作为匹配滤波信号提取和物理参数估计模板的引力波波形对螺旋形致密天体双星数值相对论计算的精度要求。利用后牛顿点粒子模型对双星内旋合并前阶段进行数值模拟，计算了双星内旋数值模拟中质量、相对速度和位置的最大允许误差。这些最大允许的误差进行比较的国家的最先进的数值模拟的多轨道双星中子星计算在充分的广义相对论的错误，并被发现要小几个数量级。这些数值模拟的误差的后牛顿模型表明，自适应网格细化与二阶精度有限差分代码耦合将{ \it not}能够鲁棒地获得可靠的引力波提取的TB级计算机上所需的精度。我的结论是，高阶方法（高阶有限差分法和/或谱方法）结合自适应网格细化和/或多面体技术将需要强大的精确引力波提取从数值相对论计算的二进制合并的情况。
2005-04-11 astro-ph gr-qc
Resonant Tidal Excitations of Rotating Neutron Stars in Coalescing Binaries
在并合的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）双星中，NS的振荡模式在螺旋的最后时刻会被伴星共振激发。轨道和NS之间的共振能量转移加速或减慢了螺旋，并引起了双星发射的引力波的相位变化。当模式频率等于轨道频率的m倍时，发生潮汐共振（jk，m）。为了使f模共振发生在并合之前，NS必须具有快速旋转，（22，2）-共振的自旋频率nu_s> 710 Hz，（33，3）-共振的自旋频率nu_s> 570 Hz（M=1.4Mo，R= 10 km;然而，当R= 15 km时，这些自旋频率变为330 Hz和250 Hz）。由于强的潮汐耦合，f模共振引起轨道周期数N_orb的较大变化，（22，2）-共振的N_orb最大值约为10-1000，（33，3）-共振的N_orb最大值约为1。这种共振效应，如果存在的话，必须包括在构造用于搜索引力波信号的波形模板中。更高阶的f模式共振可以在更慢的旋转速率下发生，但是N_orb<0.1。对于占主导地位的g模（22，2）共振，即使是适度的旋转（nu_s<100 Hz）也可以通过将共振移动到较小的轨道频率来增强对轨道的共振效应。然而，由于弱耦合，N_orb的范围在10^-3-10^-2之间（取决于NS EOS），对于探测引力波的目的来说可能是可以忽略的。R模式共振需要未对准的自旋轨道倾角，并且主导共振对应于（22，3）和（22，1）。由于潮汐耦合强烈…
1999-04-08 astro-ph gr-qc
The Final Fate of Coalescing Compact Binaries: From Black Hole to Planet Formation
合并的致密双星被认为与各种各样的天体物理现象有关。特别是，它们是地面和空间激光干涉仪探测器的重要引力辐射源，它们可能是超新星爆炸或伽马射线暴的来源。两颗白矮星的合并可能会产生具有特殊性质的中子星，其中可能包括有时伴随着行星的毫秒射电星（如PSR 1257+12所观察到的）。根据一种普遍的看法，两颗中子星的合并应该会产生一个被吸积盘或环面包围的快速旋转的黑洞，但这一点并不确定。本文主要讨论双中子星和双白矮星的最终流体动力学并合，并讨论了最终并合产物的性质问题。
2000-02-29 astro-ph
Resonant Tidal Excitations of Inertial Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
研究了中子星在双星旋进过程中惯性模的共振潮汐激发效应。对于小于100 Hz的自旋频率，与共振相关联的引力波形中的相移很小，并且不影响用于引力波检测的匹配滤波方案。对于更高的自旋频率，相移可以变得显著。大多数共振发生在与自旋频率相当的轨道频率上，因此只有在引力波的高频带（数百赫兹）才可能发生显著的相移。唯一的例外是一个单一的奇数位$m=1$模式，它可以被共振激发为错位的自旋轨道倾角，并可能出现在低频带（几十赫兹）的引力波和诱导显着（>> 1弧度）相移。
2006-07-06 astro-ph
Gravitomagnetic resonant excitation of Rossby modes in coalescing neutron star binaries
在合并的中子星双星中，其中一颗星的r模可以被其伴星的重力磁潮汐场共振激发。这后牛顿重力磁驱动这些模式占主导地位的牛顿潮汐驱动以前计算的何和赖。在潮汐膨胀参数R/r（其中R是中子星的半径，r是轨道间距）中，只有l=2，|m| = 1和|m| = 2的r模被激发。通过这种驱动作用对恒星所做的潮汐功，会影响内旋的演化和所发射的引力波信号的相位。对于一颗质量为M、半径为R、自旋频率为f_spin的中子星，用Gamma =2的多面体模型来模拟，其伴星的质量也为M，m=2模的引力波相移为（0.1弧度）（R/10 km）^4（M/1.4 M_sun）^{-10/3}（f_spin/100 Hz）^{2/3}，以获得最佳的自旋方向。对于正则中子星参数，这种相移可能无法被引力波探测器（如LIGO）探测到，但如果中子星半径更大，则在信噪比适度大的情况下可能可以探测到。对于中子星-黑洞双星，这种影响较小;对于大质量的伴星，相移与伴星质量成-4/3次方。从轨道到恒星的净能量转移是负的，对应于内旋的减速。这是因为这种相互作用降低了恒星的自旋，并且只发生在满足欧拉塞卡-弗里德曼-舒茨不稳定性判据的模式中。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
Innermost Stable Circular Orbit of Coalescing Neutron Star-Black Hole Binary --- Generalized Pseudo-Newtonian Potential Approach ---
研究了中子星-黑洞并合双星的最内层稳定圆轨道。我们采用广义伪牛顿势来模拟引力的广义相对论效应。结果表明，在ISCO下中子星与黑洞的分离度大于用牛顿势或质点的第二后牛顿运动方程得到的分离度.在等质量情况下，发现对于$\bar{a}/m_1 > 3.5$（$\bar{a}$和$m_1$分别为中子星的平均半径和质量），潮汐效应对双星系统的稳定性起主导作用，而对于$\bar{a}/m_1 < 3.5$，相对论效应，即相互作用势具有不稳定轨道的事实起主导作用.
1996-09-02 astro-ph gr-qc
Hydrodynamic Evolution of Coalescing Compact Binaries
除了可能与伽马射线暴有关外，合并中的双中子星长期以来一直被认为是重要的引力辐射源，应该可以用新一代激光干涉仪（如LIGO）探测到。当两颗恒星最终合并成一个单一的物体时，流体动力学在合并结束时起着至关重要的作用。相应的引力波爆发的形状提供了对中子星内部结构和核物质状态方程的直接探测。解释重力波形数据将需要所涉及的复杂三维流体动力学过程的详细理论模型。在这里，我们回顾了我们最近的工作在这个问题上的结果，使用近似的准解析方法和大型数值流体力学计算的超级计算机。我们还简要讨论了白矮星双星的合并，这也与各种有趣的天体物理现象。
1994-10-27 astro-ph
Resonant Oscillations and Tidal Heating in Coalescing Binary Neutron Stars
当潮汐驱动力的频率等于内禀g模频率时，合并中的中子星双星中的潮汐相互作用可以共振激发中子星的g模振荡。我们研究了冷中子星的g-模式振荡使用最近的微观核状态方程，在那里，我们确定自洽的声速和Brunt-Väisälä频率的核液核。与核稳定分层相关联的g模的性质敏感地依赖于压力-密度关系以及致密核物质的对称能。前十个g模的频率大约在$10-100$ Hz的范围内。在双星合并的最后几分钟，这些g模的共振激发导致从双星轨道到中子星的能量转移和角动量转移。角动量转移是可能的，因为即使在没有流体粘性的情况下也会产生动力学潮汐滞后。然而，由于g模式和潮汐势之间的耦合相当弱，共振期间的能量转移量和诱导的轨道相位误差非常小。g模的共振激发在中子星的潮汐加热中起着重要的作用。没有共振，粘性耗散只有在恒星接近接触时才有效。共振振荡导致耗散在更大的轨道分离。潮汐加热的实际量取决于中子星的粘性。利用微观粘度，我们发现中子星双星在接触之前被加热到温度$\sim 10^8$ K。
1994-04-25 astro-ph
Localizing coalescing massive black hole binaries with gravitational waves
大质量黑洞双星合并是空间引力波观测站（如{ \it LISA}）的主要目标。GW测量可以将合并双星在天空中的位置定位为椭圆，其长轴为几十角分到几度，取决于源红移，短轴为小$2 - 4$倍。如果忽略弱的引力透镜，GWs还可以确定源的光度距离，对于近距离源的精确度超过10%，对于更远的源则降低到百分之几。事实上，弱透镜效应不能被忽略，并且预计会限制距离固定的精度，误差不小于百分之几。假设一个测量良好的宇宙学，源的红移可以以类似的精度推断出来。因此，全球变暖本身就可以将二进制精确定位为三维“像素”，这可以帮助指导对这些事件的主机的搜索。我们研究这个像素的时间演变，研究它在合并和合并前的几个间隔。在合并前一天，误差椭圆的长轴通常比其最终值大$\sim 1.5-6$倍。短轴大一个$\sim 2-9$的因子，并且忽略透镜作用，光度距离的误差大一个$\sim 1.5-7$的因子。这种短时间内的巨大变化是由于自旋引起的岁差，这在合并前的最后几天最强。随着时间的推移，进化的速度越来越慢。对于$z = 1$，我们发现GWS会在合并前一个月将合并双星定位到$\sim 10\ \mathrm{deg}^2$内，并确定距离（因此红移）为百分之几。
2008-05-28 astro-ph gr-qc
Tidal Stablization of Neutron Stars and White Dwarfs
当一颗中子星或白矮星接近其最大质量极限时，它与一颗伴星进入一个近距离的双星轨道时会发生什么？这种情况可能发生在Ia型超新星的祖先和合并的中子星双星中。利用能量变分原理，我们证明了潮汐场降低了致密天体的中心密度，使其更稳定地抵抗径向坍缩。对于一颗冷白矮星，潮汐场只稍微增加最大稳定质量，但实际上可以降低最大中心密度达$30\%$之多。因此，密近双星中的白矮星可能比电子俘获和热核反应（取决于白矮星的组成）更容易受到广义相对论不稳定性的影响。采用理想简并中子气体状态方程，用后牛顿近似方法分析了中子星的径向稳定性。潮汐稳定效应意味着合并中的中子星-中子星或中子星-黑洞双星中的中子星在合并或潮汐破裂之前不会坍缩。
1996-05-16 astro-ph gr-qc
Eccentricity of supermassive black hole binaries coalescing from gas rich mergers
环双星气体的角动量损失提供了一种可能的机制，可以克服“最后秒差距”问题，并允许由星系合并形成的最大质量的黑洞双星合并。在这里，我们表明，如果气体盘也催化合并的质量较低的双星探测与激光干涉仪空间天线（LISA），那么可能有一个纯粹的引力波签名的气体的作用，在一个小的形式，但有限的偏心率就在合并之前。数值模拟表明，偏心率，激发的二进制和周围的气体盘之间的相互作用，只有部分阻尼在引力辐射驱动的inspiral的最后阶段。我们估计，在聚结前一周的典型偏心率为0.01的顺序。如果双星具有极端的质量比，则可能有更高的终端偏心率，可以接近0.1。即使是一个小的偏心率合并前的LISA检测提供了一个可能的判别气体驱动的inspirals和恒星过程的影响。
2005-08-23 astro-ph
Parameter estimation of coalescing supermassive black hole binaries with LISA
激光干涉仪空间天线（LISA）将定期观测到非常高红移的超大质量黑洞（BH）双星的合并。对于距离为3 Gpc的源，LISA可以测量这种聚结的质量参数，相对精度为$10^{-4}-10^{-6}$。在LISA框架下研究了用后牛顿（PN）定相公式估计大质量非自旋双黑洞的参数问题。具体地，3.5PN模板的性能与其2PN对应物使用在LISA模式函数上平均的波形进行对比。通过计算各阶质量参数估计的误差，检验了由于高阶修正对定相公式的改进。用3.5PN波形代替2PN波形，显著提高了对质量参数${\cal M}$和$η$的估计。对于光度距离为3 Gpc的等质量双星$2\times10^6M_\odot$，啁啾质量的提高为$\sim 11%$，$η$为$\sim 39%$。聚结时间$t_c$的估计值为43%。对于质量不等的二进制合并的改善更大。将这些结果与使用非模式平均波形获得的结果进行比较。误差在很大程度上取决于源的位置和方向，不进行蒙特卡罗模拟就不能得出一般性的结论。最后研究了LISA低频截止点的选择对参数估计的影响。
2006-08-02 astro-ph gr-qc
Simulating coalescing compact binaries by a new code SACRA
我们报告我们的新代码（名为SACRA）的数值相对论模拟中，自适应网格细化算法的实施。在该程序中，爱因斯坦方程组采用BSSN格式和四阶差分格式求解，流体动力学方程组采用三阶高分辨率中心格式求解。时间积分采用四阶龙格-库塔格式。为了验证该程序的有效性，对黑洞-黑洞（BH-BH）、中子星-中子星（NS-NS）和黑洞-中子星（BH-NS）双星的合并过程进行了模拟，并对合并后黑洞的性质和引力波形进行了比较。对于BH-BH双星的模拟，我们采用了与Buonanno等人相同的初始条件，并比较了数值结果。我们发现合理的协议，除了轻微的分歧可能与不同的规范条件和数值方案的选择。对于NS-NS二进制，我们进行了模拟，采用SACRA和柴田以前的代码，并找到合理的协议。对于BH-NS双星，我们将数值计算结果与前人的结果进行了比较，发现合并后形成的BH的引力波形和性质与前人的结果一致，尽管合并后形成的盘质量小于总静止质量的0.1%，这与前人的结果不一致。我们还报告的长期模拟（与$\sim 4$轨道）的BH-NS二进制的第一次的数值结果。所有这些数值计算结果表明收敛的行为，和外推的数值结果的时间内螺旋相同意后牛顿预测在一个合理的精度。
2008-08-01 astro-ph gr-qc
Stability of coalescing binary stars against gravitational collapse: hydrodynamical simulations
我们进行模拟的相对论性双星在后牛顿引力，以调查他们的动力学稳定性合并之前，对引力坍缩的潮汐场。一般来说，我们的方程只严格精确到后牛顿第一阶，但它们恢复了球形静态恒星的完整广义相对论。我们研究了在圆轨道上的同性质恒星的共转和无旋双星构型。我们采用了一个软，绝热状态方程与$Γ= 1.4$，不稳定的发病发生在一个足够小的值的压实$M/R$后牛顿近似是相当准确的。对于这样一个软状态方程，不存在最内层的稳定圆轨道，因此我们可以研究任意的闭双星。这种选择仍然允许我们研究任何绝热状态方程所表现出的关于抵抗引力坍缩的稳定性的所有定性特征。我们证明，独立的内部恒星速度剖面，潮汐场从一个双伴星稳定恒星对引力坍缩。
1998-05-08 astro-ph gr-qc
Low-frequency gravitational radiation from coalescing massive black hole binaries in hierarchical cosmologies
我们计算预期的引力波信号从合并的大质量黑洞（MBH）双星在星系中心的层次结构形成的情况下，中间质量的种子孔形成远在黑暗的晕合并树。DM晕和MBH的合并历史是遵循从z=20到现在的LCDM宇宙学。MBH通过晕合并合并成越来越大的结构，由于与DM背景的动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积冷物质，形成MBH双星系统。恒星动力学的相互作用导致双星在大距离处的硬化，而引力波辐射在小半径处接管并导致双星对的最终合并。吸入MBH双星的积分辐射产生引力波背景。特征应变谱仅在1 E-9<f<1 E-6 Hz范围内具有标准的h_c（f）\propto f^{-2/3}行为。在较低的频率下，MBH双星的轨道衰变是由背景星的抛射驱动的，h_c（f）\propto f.在较高的频率下，f> 1 E-6 Hz，应变振幅由最后稳定的圆形轨道发射的卷积形成。我们讨论的可观测性的吸入MBH二进制的计划LISA。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约60（约250）个高于S/N=5（S/N=1）置信水平的个体事件。（节录）
2004-04-26 astro-ph
Gravitational Waves and $γ$-Ray Bursts
遥远星系中的合并双星是LIGO项目最有希望探测到的引力波源之一。$^{[1-5]}$它们也是中微子的丰富来源，$^{[1]}$然而这些中微子脉冲太弱，在地球上无法检测到。几年前，Eichler提出它们也是$\,$射线暴（GRB）的来源.最近的研究发现$^{[7]}$认为伽玛暴很可能是宇宙源，而聚并双星系统$^{[6,8-11]}$可能是最有希望的宇宙源。目前对宇宙分布人口的爆发和LIGO速率的估计是基于我们银河系中观察到的系统。$^{[12-14]}$这些估计仅基于三个双星，因此聚结率存在很大的统计不确定性。如果我们接受伽玛暴的宇宙学/合并双星假设，那么我们就可以更准确地估计双星合并的速率，从而预测LIGO信号。伽玛暴和双星的关联可以显著提高LIGO的性能。对伽玛暴源引力辐射的探测不仅证实了聚并双星模型，而且还将提供关于暴的几何结构和能量产生机制的信息。
1993-05-13 astro-ph gr-qc
Nova Sco and coalescing low mass black hole binaries as LIGO sources
双中子星双星，类似于著名的赫尔斯-泰勒脉冲星PSR 1913+16，是LIGO探测到的高频引力辐射源。这类系统的合并速率估计有相当大的不确定性，保守估计为每百万年1个星系，乐观的理论估计为一个或多个星等。低质量黑洞-中子星双星的形成速率可能高于NS-NS双星，并可能主导可探测的LIGO信号速率。我们估计BH-BH二进制由于弱的不对称踢形成过程中的低质量黑洞，如新星斯科增强的合并率，并发现他们可能会作出重大贡献的LIGO信号率，可能占主导地位的第一阶段可检测的信号，如果BH质量的范围内，有显着踢是足够广泛的。对于一个标准的Salpeter IMF，假设轻微的出生踢，我们预计BH-BH系统的R6合并率为~0.5，小于NS-NS系统。然而，这些系统的更高的啁啾质量产生的信号几乎是平均的四倍，搜索量也相应增加。BH-BH并合通道还预言，BH-BH系统中至少有一个自旋接近最大值（a/M ~ 1）的组分，并合产生的波形应该具有清晰的自旋特征，因此这一假设可以直接用LIGO进行验证。
2002-02-21 astro-ph
A template bank for gravitational waveforms from coalescing binary black holes: non-spinning binaries
利用广义相对论中的近似/微扰技术，可以精确地模拟出双星黑洞并合过程中的内旋和衰荡阶段的引力波形。数值相对论的最新进展使我们能够模拟二元黑洞合并问题的非微扰合并阶段。这使我们能够\emph{coherently}搜索的所有三个阶段的非旋转的双黑洞合并使用一个单一的模板银行。以我们的动机，从这些结果，我们提出了一个家庭的模板波形，可以模拟的inspiral，合并，和环下阶段的非自旋二进制黑洞，遵循准圆形inspiral的合并。这个二维模板家庭明确参数化的二进制的物理参数。我们证明了该模板族不仅是探测黑洞并合信号的\emph{effectual}，而且是估计双星参数的\emph{faithful}。我们比较的灵敏度搜索（在不同的地面干涉仪的背景下）使用所有三个阶段的黑洞合并与其他基于模板的搜索，分别寻找个别阶段。我们发现，所提出的搜索是显着更敏感的比其他基于模板的搜索大量的质量范围内，潜在地带来显着的改善事件率的地面干涉仪。作为这项工作的一部分，我们还规定了一个一般的程序来构建内插模板银行使用非旋转的黑洞波形产生的数值相对论。
2009-05-11 astro-ph gr-qc
Prospects for gravitational-wave observations of neutron-star tidal disruption in neutron-star/black-hole binaries
对于一个吸气的中子星/黑洞双星（NS/BH），我们估计了NS潮汐破裂开始时的引力波频率f_td。我们的NS模型作为一个潮汐扭曲的，均匀的，牛顿椭球体上的圆形，赤道测地线周围的克尔BH。我们发现f_td强烈地依赖于NS半径R，并估计LIGO-II（ca. 2006-2008年）可能在140 Mpc（根据目前的估计，大约每年1次事件）测量R到15%的精度。这表明LIGO-II可能从潮汐破裂波中提取有关NS状态方程的有价值的信息。
2000-04-19 astro-ph gr-qc
Tidal Interaction between a Fluid Star and a Kerr Black Hole in Circular Orbit
本文半解析地研究了含流体星（质量为$m$，半径为$R_0$）和Kerr黑洞（质量为$M$）的圆轨道密近双星系统的平衡模型。我们考虑的极限$M\gg m$时空描述的克尔度规。潮汐变形星近似为椭球体，满足多方状态方程。该模型还包括在恒星内部的流体运动，允许非同步恒星自旋的二进制模型（如预期的合并中子星-黑洞二进制）被构建。潮汐破裂发生在轨道半径$r_{\rm tide}\sim R_0(M/m)^{1/3}$处，但无量纲比$\hat r_{\rm tide}=r_{\rm tide}/[R_0(M/m)^{1/3}]$取决于黑洞的自旋参数以及恒星的状态方程和内部旋转。我们发现，广义相对论潮汐场破坏恒星在一个更大的$\hat r_{\rm tide}$比牛顿潮;差异是特别突出的，如果中断发生在附近的黑洞的地平线。一般来说，克尔黑洞的$\hat r_{\rm tide}$比史瓦西黑洞的小。我们将结果应用于合并的黑洞-中子星和黑洞-白矮星双星。潮汐扰动极限对于表征预期的引力波信号是重要的，并且对于确定可能由这种扰动导致的伽马射线暴的能量学是相关的。
1999-12-27 astro-ph gr-qc
Hydrodynamics of Coalescing Binary Neutron Stars: Ellipsoidal Treatment
本文采用三维耗散流体力学的近似方法研究了由引力波辐射驱动的中子星并合过程。恒星被建模为可压缩椭球体遵守多方状态方程，所有内部流体速度被假定为坐标的线性函数。流体动力学方程，然后减少到一组耦合的常微分方程的演变的主轴的椭球，内部速度参数和二进制轨道参数。同时考虑了引力辐射反应和粘性耗散。我们建立了精确的初始二元平衡配置，并遵循从准静态，长期衰减的轨道在大分离的快速动态演化的配置之前，接触的过渡。流体动力学的不稳定性导致潮汐相互作用显着加速合并在小分离，导致可观的径向下沉速度和潮汐滞后角附近的接触。这种行为反映在引力波形中，并且可以通过正在建造的引力波探测器观察到。
1994-08-17 astro-ph
Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
WIYN Open Cluster Study: Tidal Interactions in Solar type Binaries
我们提出了一个正在进行的研究潮汐相互作用的晚型密近双星。潮汐循环的新结果与现有的数据相结合，以测试和约束理论预测的潮汐循环的前主序（PMS）阶段和整个主序阶段的恒星演化。目前的数据表明，在PMS阶段的潮汐循环设置的潮汐截止期小于1 Gyr的二进制人口。年龄大于1 Gyr的二元种群显示出随年龄增长的潮汐截止期，与活跃的主序潮循环一致。
2003-03-10 astro-ph
Low-Frequency Gravitational Radiation from Coalescing Massive Black Holes
本文计算了星系中心大质量黑洞双星合并产生的低频引力波信号。我们遵循合并的历史晕和相关的孔通过宇宙学的Monte Carlo实现的合并层次从早期到现在的LCDM宇宙学。MBH通过一系列的合并合并成越来越大的晕，由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一部分气体，变得更大，形成一个双星系统。恒星动力学过程在大间距时主导着双星的轨道演化，而引力波辐射在小半径时占据主导地位，导致系统的最终合并。我们讨论了通过低频引力波实验，如计划中的激光干涉仪空间天线（LISA），区分可分辨的源和未解决的混乱噪声的可观测性。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约90个高于S/N=5置信水平的个体事件，而预期的混淆噪声远低于计划的LISA能力。
2005-02-22 astro-ph
Orbital Eccentricity Effects on the Stochastic Gravitational Wave Background from Coalescing Binary Neutron Stars
在银河系及更远的地方，未分辨的合并中子星在LISA频带内产生随机的引力波背景，这对于可能探测到更有趣的遗迹宇宙学背景可能是潜在的危险。在这里，我们解决的问题，这些系统的轨道不可避免的偏心率应该有什么影响的性质，这种背景。特别是，我们研究从哪一个频率开始，一年的观测与LISA可以从银河系的双中子星在偏心轨道产生的噪声污染的安全。我们得出的结论是，谐波从这样的二进制不显着贡献以上$\sim 10^{-3}$赫兹。
2001-07-09 astro-ph
Observational Evidence for Tidal Interaction in Close Binary Systems
本文回顾了短周期双星潮汐效应的丰富观测证据。我们审查的证据，椭球变化和拱点运动的观测表现在食双星。在长期的影响，圆化的研究最多，和圆形和偏心轨道之间的过渡期已被推导出8 coeval样本的双星。由于双星在循环化之前应该达到同步，因此可以期望在伪同步状态下找到偏心双星，并对其证据进行了审查。本文综述了Rossiter-McLaughlin效应及其在研究自旋-轨道排列中的潜力。我们讨论了由第三个遥远的伴星围绕的密近双星的潮汐相互作用，并回顾了第三颗星对双星离心率的影响。然后讨论了偏心率调制引起的潮汐相互作用可以缩小双星分离的观点。本文讨论了太阳系外行星及其与母星的潮汐相互作用的观测证据，这种相互作用可以引起短周期行星的径向漂移和行星轨道的圆化。本文回顾了目前正在发生的双星研究的革命，这是由大规模的光度测量所驱动的，这些测量正在检测成千上万的新双星和数十颗太阳系外行星。特别是，我们回顾了几项研究，已经使用了数以千计的食双星的光变曲线，研究潮汐圆化的早型恒星在大麦哲伦星云。
2007-12-30 astro-ph
Coalescing Neutron Stars: A Solution to the R-Process Problem?
最近的计算对超新星产生正确数量的r过程核的能力提出了质疑。本文给出了等质量中子星双星合并的三维牛顿SPH计算结果。我们发现喷射质量的数量是非常有前途的解释所观察到的r-过程丰度。初步的丰度计算表明，实际上所有的材料都受到r-过程的条件。计算的丰度模式很好地再现了太阳r过程丰度的基本特征。特别是在A= 195附近的峰值很容易再现，而无需对初始熵进行任何调整。因此，最终所有观测到的r过程物质都可以用中子星合并过程中的物质抛射来解释。
1998-05-11 astro-ph
The Role of Chaos in the Circularization of Tidal Capture Binaries. I. the Chaos Boundary
本文用Gingold和Monaghan（1980）提出的双星演化自洽模型，说明了密近偏心双星可能有两种截然不同的行为。该模型是基于一个线性绝热正常模式分析的问题，它允许详细检查的能量转移从轨道的潮汐。我们发现，对于大多数双星，能量交换准周期性的，与系统调节自己，使最大的潮汐能始终保持小，没有循环发生。相比之下，对于一系列的偏心率和近点分离，{ \it混沌}行为盛行，偏心率以下的随机行走和转移到潮汐的能量在一个单一的近点通道是一个数量级大于初始近点通道期间转移。这些结果对潮汐捕获双星的研究具有重要意义。标准模型（例如，参见McMillan，McDermott \& Taam 1987）假定在近星点相遇期间转移到潮汐的能量与恒星的振荡状态无关，并且任何时候存在的潮汐能的量可以使用一个公式来计算，该公式（准确地）给出了第一次相遇后沉积的量（Press \& Teukolsky 1977）。计算结果表明，为了研究潮汐俘获双星的动力学演化，自洽处理是必要的。我们的结论是，如果没有混乱行为的存在，潮汐捕获过程是不可能的。
1993-12-22 astro-ph
Rotational mixing in tidally locked massive main-sequence binaries
大质量恒星演化计算中的一个主要不确定性是内部混合的效率。它会改变恒星内部的化学成分，从而影响恒星的结构和进一步的演化。我们证明，食双星，其中潮汐同步的恒星和轨道周期的旋转周期，构成了一个潜在的强大的测试旋转混合的效率。我们提出了详细的恒星演化模型的大规模双星假设的小麦哲伦云的组成。在这些模型中，我们发现增强表面氮丰度高达0.6德克斯。
2008-11-24 astro-ph
Newtonian Hydrodynamics of the Coalescence of Black Holes with Neutron Stars I: Tidally locked binaries with a stiff equation of state
本文详细研究了一个牛顿黑洞-中子星双星系统在螺旋运动末期的流体动力学相互作用。我们认为密切的二进制潮汐锁定，使用一个刚性的状态方程（与绝热指数伽玛=3）在整个，并探讨不同的初始质量比的系统的演化效果。我们在四极近似下计算了引力辐射信号。我们的计算是使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码。
1998-08-19 astro-ph
An Observational Study of Tidal Synchronization in Solar-Type Binary Stars in the Open Clusters M35 and M34
本文给出了13个已知轨道周期（P）和偏心率（e）的近距离（a <5AU）单线光谱双星中太阳型主星的自转周期。所有的双星都是疏散星团M35（1.5亿年）和M34（2.5亿年）的成员。利用时间序列光谱学和时间序列测光法分别测定了双星的轨道参数和主星的自转周期。知识的年龄，轨道周期和偏心率的这些联星结合的旋转周期和质量的主要恒星使他们特别有趣的系统研究率的潮汐循环和同步。我们的13个双星样本包括6个轨道周期短于13天（a ~< 0.12 AU）的双星。这些双星中的恒星轨道足够接近，它们的自旋和轨道由于潮汐相互作用而朝着同步和圆化方向发展。我们通过比较主星的角旋转速度和主星与轨道运动同步（e=0）或伪同步（e>0）时所期望的角速度来研究每个双星的潮汐同步程度。在六颗最近的双星中，两颗圆轨道的双星并不同步，一颗是次同步的，一颗是超同步的，而两颗偏心轨道的双星中的主星旋转速度比伪同步慢。剩下的两个双星已经达到了圆形轨道和同步旋转的平衡态。作为一个集合，这六个双星为潮汐演化理论提供了一个具有挑战性的案例研究，特别是在这种封闭系统中无法预测次同步旋转。
2006-08-07 astro-ph
The Role of Chaos in the Circularization of Tidal Capture Binaries. II. Long-Term Evolution
本文提出了一个描述潮汐俘获双星{ \it long-time}行为的自洽绝热模型。结果表明，大多数捕获轨道的行为混乱，与偏心率以下的准随机游走之间的值$\appless 1$和一些较低的限制与捕获时的近星点分离。如果考虑到耗散，双星会经历一个短暂而剧烈的混沌阶段，然后是一个长时间的静止阶段，在这个阶段中，它会在比以前想象的更长的时间尺度上从高偏心率缓慢地循环。结果是，合并的可能性比以前认为的要小，因此这种双星将成为球状星团核心的热源，特别是当它们处于不那么紧密的结合状态时，高度偏心。如果这个模型是正确的，那么在包含主序星的球状星团中观测到的任何高偏心双星的周期导数都很可能比标准模型预测的要小得多。我们还预测，NGC 6342中PSR B 1718 -19的伴星质量约为$0.2M_\odot$，它是一个球状星团双星，可能是由潮汐捕获形成的（Wijers \& Paczyrobski 1993）。该模型可用于描述球状星团中大量存在的低质量X射线双星、脉冲星双星和激变双星的演化。
1993-12-22 astro-ph
The efficiency of convective tidal viscosity in close solar-type binaries
在混合长度理论（MLT）的框架内，有效对流粘度的值与观测数据所要求的值相比小了2个数量级。此外，由于短周期双星中潮汐剪切的快速时变而导致有效粘性的降低，使差异增加到大约三个数量级。在这项工作中，我们研究的可能性，湍流对流的明显的低效率仅仅是一个缺点的MLT方法。我们采用恒星湍流对流模型（Canuto，Goldman和Mazzitelli 1996），并使用解析近似的湍流谱。由此产生的效率大大提高;差异从1000倍下降到30倍。这一令人鼓舞的结果激发了对湍流谱的完全非解析解的研究。
2008-10-06 astro-ph
