Tidal Interactions of Red Giants with Environment Stars in Globular Clusters
利用光滑粒子流体动力学方法研究了球状星团致密星核中红巨星与主序星的潮汐相互作用。两个表面半径为20和$85 R_\sun$的$0.8 \msun$红巨星模型被使用，0.6或$0.8M_\sun$主序星被视为质点。我们证明，即使是广泛的遭遇，两颗恒星飞离，轨道运动的角动量可以存入红巨星信封到这样一个程度，以触发旋转混合和解释观察到的水平分支星的快速旋转，也可以吸积足够的质量主序星，以掩饰其表面对流区与红巨星信封的物质。在现有结果的基础上，我们讨论了考虑非线性效应时这些转移特性的参数依赖性，并导出了作为恒星参数和相遇碰撞参量的函数的红巨星的能量和角动量以及微扰子的质量的拟合公式。这些公式不仅适用于红巨星的碰撞，而且适用于主序星的碰撞，对于考虑星-星相互作用的恒星系统演化的研究也是有用的。
2008-01-17 astro-ph
The giant star of the symbiotic system YY Her: Rotation, Tidal wave, Solar-type cycle and Spots
我们分析了共生星YY Her的历史光变曲线，从1890年到2005年12月。一个长期的下降趋势被检测到，在1000天的~.01磁的速度，这表明该系统可能属于共生新星的子类。在这种缓慢的下降过程中叠加了几次爆发事件。在光变曲线中确定了三个独立的周期。一个准周期为4650.7天检测到的突出发生。我们认为，这是一个签名的太阳型磁发电机周期中的巨大的组成部分。593.2 d的周期调制静态光变曲线，它被确定为系统的二进制周期。在爆发事件期间，系统表现出551.4d的稳定周期振荡。我们认为这是巨星的自转周期，而在某些静止时期观测到的次极小值可能是由于旋转巨星表面上的暗斑。这最后两个周期的频率之差就是这颗巨行星外层潮汐波的频率。在光变曲线中也可以看到一个周期，它是磁周期和潮汐波周期之间的节拍。YY Her是第三个在其光变曲线中展示这些周期的共生系统，这表明在共生星的巨组分中普遍存在磁发电机过程，在其中一些系统的爆发机制中发挥着重要作用。
2006-09-17 astro-ph
The tidal effects on the lithium abundance of binary systems with giant component
我们分析了锂丰度的行为作为一个函数的有效温度，预计的旋转速度，轨道周期和偏心率的68个样本的巨组件和轨道周期范围从10到6400天的双星系统。对于这些双星系统，Li丰度随着温度的升高而逐渐降低，与单巨星的既定结果相似。我们还观察到锂含量对旋转的依赖性。具有中等至高旋转的二元系统也存在中等至高的Li含量。这项研究还表明，与巨组分同步的二元系统似乎保留更多的原始锂比非同步系统。对于轨道周期低于100至250天的双星系统，锂耗尽的恒星似乎是不寻常的。建议有一个“抑制区”，其中同步的二元系统与巨大的组成部分，锂丰度低于阈值水平应该是不寻常的。
2001-11-28 astro-ph
Tidal Interactions and Disruptions of Giant Planets on Highly Eccentric Orbits
我们计算行星的演化经历了一个强大的潮汐遇到平滑粒子流体动力学（SPH），一系列的近星点分离。我们发现，罗氏极限之外，行星的演化是很好地描述的线性，非径向，绝热振荡的标准模型。然而，如果行星在近星点通过洛希极限，质量可以从它身上剥离，但在任何情况下，我们都不会发现足够的能量转移到行星上，导致完全分裂。鉴于新发现的三颗周期短于两天的太阳系外行星，我们认为，在周期-质量关系中观察到的最短周期的情况可能是由一个模型来解释的，即行星在被动力学相互作用散射到高偏心轨道或从近抛物轨道被潮汐捕获后，与恒星发生强烈的潮汐相遇。虽然这种情况确实提供了一个自然的解释边缘发现的行星在两倍的洛希极限，它并没有解释这样的行星将生存的不可避免的膨胀，结果从能量注入在潮汐循环。
2004-11-15 astro-ph
The giant X-ray outbursts from nearby, non-active galaxies: tidal disruption flares ?
探测附近星系中SMBH直接邻近区域的一种有效方法是利用潮汐破裂恒星的耀斑探测（例如，Lidskii & Ozernoi 1979，Rees 1988）。最近出现了在非活动星系中发生这一过程的前几个优秀候选者。在这里，我们提出了这些意见的审查，比较活动星系核的变化，并讨论了理论意义。我们集中在NGC 5905和RXJ 1242 -1119的情况下，并报告的结果，从一个样本的>100个附近的星系进一步的X射线耀斑系统的搜索。
2000-05-05 astro-ph
Star-formation in the HI bridge between M81 and M82
我们提出了多波长观测恒星的特点，在HI潮汐桥连接M81和M82在该地区称为Arp的环。我们确定了八个年轻的恒星形成的星系演化探测器紫外线观测区域。其中四个天体也在Hα上被探测到。我们确定的基本恒星形成历史的Arp的环使用F475 W和F814 W的图像获得的高级相机的调查上的哈勃太空望远镜。我们发现一个年轻的（<1000万年）和一个老（> 1Gyr）恒星星族具有类似的空间分布和金属丰度Z~0.004。我们认为，老的恒星星族形成于M82和/或M81的恒星盘中，并在潮汐通道期间（约2亿~ 3亿年前）被喷射到星系际介质中，而年轻的紫外亮恒星则形成于潮汐碎片中。这八个天体的紫外光光度适中，是典型的小星团或OB协会。因此，M81-M82之间的潮汐桥似乎介于麦哲伦桥中非常低的恒星形成水平和与主要星系合并相关的活跃恒星形成潮汐尾之间。
2007-11-16 astro-ph
The giant-amplitude X-ray outburst in NGC 5905 - a tidal disruption event ?
NGC 5905是极少数经历过巨大X射线爆发的星系之一，其光子计数率的变化为100倍。爆发光谱既柔和又明亮（Bade，Komossa & Dahlem 1996）。值得注意的是，NGC 5905爆发前的光学发射线光谱是一个HII型星系的光谱，也就是说没有显示出任何塞弗特活动的迹象。对X射线观测结果的一个令人兴奋的解释是，我们可能目睹了一颗恒星被一个位于星系核中的超大质量黑洞（SMBH）潮汐破坏。Rees（1988）提出，当恒星碎片被黑洞吞噬时，会产生预期的电磁辐射耀斑，作为追踪附近非活动星系中SMBH的一种手段。在目前的工作中，我们讨论了这一点和其他可能的爆发的情况下，通过分析所有的ROSAT PSPC和HRI X射线观测的NGC 5905。我们还介绍了NGC 5905的同时和长期的光学光度学以及后续的光学光谱学。
1998-09-03 astro-ph
Study of the interacting system NGC 6845
我们介绍了相互作用四重态NGC 6845（也称为Klemola 30）的光学光谱、B、V、R和I CCD测光以及VLA中性氢观测。NGC 6845 A是主要的组成部分，有一个宽阔明亮的潮汐桥和一个微弱的潮汐尾，它分叉。潮汐桥的颜色比NGC 6845 A的内盘蓝。沿着潮汐桥发现了五个强凝聚，被确定为比我们银河系中最亮的HII区域，其中两个最明亮的位于桥尖。两个巨大的HII区，相当于30 Dor，位于NGC 6845 A的潮汐桥和潮汐尾连接的地方。由于HII区的年龄为3-8百万年，因此在潮汐桥和潮汐臂开始被撕裂（>= 1亿年）之后，恒星的形成一直沿着潮汐桥和潮汐臂发生。用Satoh模型拟合A分量的自转曲线，得到A分量的运动学质量为4.4（+-1.2 E ~（11）M_sun，在中心12 kpc（H_0=75 km/s/Mpc）内。HI辐射有两个成分，一个是质量较大的NGC 6845 A，另一个是NGC 6845 B。我们没有探测到与星系C和D有关的气体。HI总量为1.4E10M_sun，是银河系HI含量的5倍。HI运动学表明，与A成分相关的暗物质的数量比其中心12 kpc内的质量高两倍。根据两种不同的内吸收修正公式，群运动学表明M/L ~ 43（+-2）或M/L ~ 66（+-2）（太阳单位）。尽管存在这种差异，但两个值提供了相似的群质量（~ 1 E13 M_sun）。虽然N-Body…
1999-06-28 astro-ph
The Giant X-Ray Flare of NGC 5905: Tidal Disruption of a Star, a Brown Dwarf, or a Planet?
我们将1990年静止星系NGC 5905的巨大X射线耀斑模拟为一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏。从观察到的光度迅速下降，在几年的时间尺度，我们认为，耀斑是由回落的碎片，而不是随后通过薄盘吸积。后退模型允许对黑洞质量和碎片质量设置约束。后者必须比太阳质量小得多，才能解释耀斑非常低的光度。观测结果可以解释为低质量主序星外层的部分剥离，或者是褐矮星或巨行星的分裂。我们发现，耀斑中的X射线发射必须起源于一个小的补丁，而不是在整个环形材料围绕黑洞。我们认为，补丁对应的“亮点”的返回碎片流的影响环面。有趣的是，虽然耀斑的峰值亮度非常接近爱丁顿极限，但来自亮点的峰值通量接近爱丁顿极限。我们推测这一结果对其他耀斑事件的观测的影响。
2002-05-20 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars IV: The Extended Structure of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal
我们提出了一个大面积的小熊座dSph测光调查。我们确定了从dSph中心延伸到~3度的UMi巨星候选者。与以前的星表相比，在潮汐半径的UMi表明，我们的光度光度分类是100%准确的。在大部分的调查区域，还可以识别出与UMi相关的蓝色水平分支恒星。UMi巨星和BHB星的空间分布非常相似，两颗恒星的大部分样本都位于UMi的潮汐半径之外。在UMi潮汐半径范围内的等密度等值线图揭示了两个形态学特征：（1）dSph星的最高密度偏离了外部等密度等值线的对称中心。(2)外部轮廓的整体形状呈现S形。我们发现，以前确定的国王配置文件与~50'潮汐半径不适合我们的UMi星的分布。具有较大潮汐半径的King剖面产生合理的拟合，但是指数为-3的幂律提供了半径> 20 '的更好拟合。UMi恒星的存在距离银河系的核心很远，其潮汐半径内的dSph的特殊形态，以及其表面密度分布的形状都表明UMi由于银河系的潮汐影响而显着进化。然而，光靠UMi恒星的光度数据并不能确定候选的潮外恒星现在是否是未绑定的，或者它们是否仍然绑定在扩展的暗物质晕内的dSph上。（节录）
2002-11-25 astro-ph
A CFH12K Survey of Red Giant Stars in the M81 Group
我们提出了一个广泛的领域测光调查的个别红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）在M81组，进行CFH 12 K镶嵌相机的CFHT的初步结果。我们使用0.65平方英尺的深VI图像。°的以绘制出星群内恒星的二维分布图，并寻找与星群中许多HI潮汐尾有关的恒星。我们对距离M81 50-80 kpc的区域内贫金属RGB星的存在设置了上限，并得出了<2%的“组内”分数。在对M81-NGC 3077 HI潮汐尾进行的野外采样中，我们发现了一些与潮汐特征相关的蓝色恒星，其中包括2个我们暂时描述为潮汐矮星候选者的团块。这些天体的大小约为1千秒差距，根据它们的色星等图，它们在约3000万至7000万年前就已经形成了恒星，这比它们最近的相互作用要晚得多。
2003-11-05 astro-ph
The giant X-ray outburst in NGC 5905 - a tidal disruption event ?
NGC 5905是极少数经历过巨大X射线爆发的星系之一，其ROSAT光子计数率的变化约为100倍。爆发光谱既柔和又明亮。我们对NGC 5905的高分辨率后续光谱学没有发现任何塞弗特活动的迹象。目前，这使得NGC 5905成为X射线爆发星系中唯一不活跃的星系。我们讨论了几种方案来解释NGC 5905的特殊性质，包括致密介质中的超新星，吸积盘不稳定性，极端引力透镜事件，以及GRB的X射线余辉来解释X射线爆发。我们发现，最有可能解释观测结果的模型似乎是恒星被中央SMBH的潮汐破坏，这是Rees（1988）提出的一种场景，作为附近非活动星系中SMBH的示踪剂。这个HII星系中的X射线爆发进一步支持了所有星系都经历了一个活跃阶段的说法，在它们的中心留下了休眠的SMBH。
1999-01-03 astro-ph
Tidal Barrier and the Asymptotic Mass of Proto Gas-Giant Planets
通过径向速度测量发现的太阳系外行星的质量从几个地球到几个木星质量不等。虽然在弱线T-Tauri盘中的原行星核心上的质量吸积可能最终会被全球气体耗尽所熄灭，但这种机制不太可能阻止一些已知行星系统的生长，这些行星系统包含相对低质量和接近的行星以及更大质量和更长周期的同伴。在这里，我们为这个难题提出了一个潜在的解决方案。一般来说，原行星周围气体的超音速撞击只可能发生在其邦迪半径和洛希半径的内部。在临界质量下，原行星的邦迪半径和洛希半径等于盘的厚度。在这个质量以上，原行星的潮汐扰动导致了一个间隙的形成。尽管盘上的气体可能会继续扩散到间隙中，但穿过原行星洛希瓣的方位角通量会被淬灭。使用两种不同的方案，我们提出的数值模拟和分析的结果表明，吸积率迅速增加的比率的原行星的罗氏邦迪半径或相当于磁盘的厚度。在低几何长宽比的区域，气体吸积被相对较低的原行星质量淬灭。这种效应对于确定气体巨行星的质量函数、它们在太阳型恒星周围的多行星系统中的质量分布，以及抑制低质量恒星周围气体巨行星的出现都很重要。
2007-01-09 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars X. Extended Dark Matter or Tidal Disruption?: The Case for the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮球状（dSph）星系进行了宽视场（4.5度^2）的光度和光谱观测，以探索其扩展的形态和动力学。与本系列以前的文章一样，我们利用M、T_2和DDO 51滤波系统中的测光来选择Leo I红巨星分支候选星，到目前为止，这种选择技术已被证明100%可靠地从100多个M < 21.5 Leo I giant candidates having previous or new Keck DEIMOS spectroscopy to a radius >1.3倍于拟合的中心King轮廓的极限半径中选择实际的Leo I成员。所有相似选择的狮子座I巨星候选者的二维分布很好地拟合了一个中心的单分量国王轮廓的极限半径13.3弧分，但许多巨星被发现在这个新推导的国王极限半径之外。因此，密度剖面显示出在长轴径向距离约为10弧分处的断裂，这是由超过国王极限半径的恒星（光谱证实是真正的狮子座I成员）产生的，主要沿着相当细长的卫星主体的长轴。这种空间结构，一个相当平坦的速度色散剖面和狮子座I成员在大半径处的不对称径向速度（RV）分布，共同支持了狮子座I在至少一个，但最多两个，大质量本星系群成员的近银河通道上被潮汐破坏的图片。（节略）
2007-03-17 astro-ph
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: I. Morphology of the Sagittarius Core and Tidal Arms
我们提出了第一个全天空的人马座（Sgr）矮星系映射的M巨星示踪剂在完整的2微米全天空巡天（2 MASS）检测。主体是适合与国王的轮廓30度的限制半径，但与中断的密度分布，从恒星在潮汐尾巴。我们认为，超过224'核心半径的观察到的结构可能是未绑定的卫星经历灾难性的破坏。一个引人注目的，大于150度的拖尾潮汐尾从Sgr中心延伸出来，弧形穿过南银河半球。一个突出的碎片臂从Sgr中心向银道面以北延伸到一个约40 kpc的远银道面，向北银道帽（NGC）盘旋，然后向银道面下降，缩短并覆盖NGC。Sgr的尾巴位于一个定义明确的轨道平面上，几乎没有进动，这支持了近球形银河系势的概念。太阳位于Sgr碎片的路径附近，因此前Sgr恒星可能在太阳附近或附近。在Sgr中心的King极限半径范围内，Sgr尾的M巨星数量大于15%。几个千兆年的M巨星是如此广泛地沿着Sgr潮汐臂，不仅限制了这些臂的动力学年龄，而且还提出了一个时间问题，这个问题与Sgr核心最近的结合能有关，这自然可以用最近的灾难性质量损失来解释。Sgr似乎贡献了>75%的高纬度晕M巨星;没有发现来自麦哲伦云的M巨星潮汐碎片的证据。一般来说，在Sgr系统的M巨星全天空图和所有先前公布的潜在Sgr碎片的探测结果之间存在良好的对应关系，除了Sgr碳星--它们必须是亚发光的才能解决这个差异。
2003-08-28 astro-ph
Extremely Close-In Giant Planets from Tidal Capture
在致密恒星环境中诞生的恒星周围形成的行星会受到系统中其他恒星的动力学扰动。这些扰动将剥离外行星，形成一群自由漂浮的行星，其中一些将在它们从系统蒸发之前被潮汐捕获。对于速度色散为1 km/s的系统，假设主星对流区的涡动粘性受到二次抑制，则质量为100亿的行星可以被捕获到周期为0.1-0.4天的轨道上，这些轨道在陀螺上通常是稳定的。在这个假设下，大多数恒星在5-50天文单位的距离上形成几颗大质量行星，在丰富成熟的疏散星团中，大约0.03%的恒星应该有非常近的潮汐捕获行星。大约0.005%的场星也应该有这样的行星，这可能是在寻找凌日行星的场星中发现的。探测到潮汐捕获的行星群将表明大多数恒星形成于星团中。在球状星团中，有潮汐捕获行星的恒星比例上升到0.1% -与47 Tuc的凌日搜索结果相冲突。这意味着，如果粘性抑制的二次公式是正确的，行星的形成在47 Tuc中被抑制了：每个星团恒星形成的行星数量少于一颗，质量大于或等于100亿颗（束缚或自由浮动）。不到一半的恒星形成了太阳系的类似物。棕矮星也可以在紧密的轨道上被捕获;在47 Tuc中缺乏这样的同伴反过来意味着这个星团中棕矮星的初始频率有上限。然而，这个上限对轨道衰变的高度不确定时间尺度非常敏感，因此很难对47 Tuc的质量函数的低质量端得出可靠的结论。
2003-07-15 astro-ph
On the nature of the flares from three candidate tidal disruption events
Chandra在2001年和2002年观测到的NGC 5905、RX J1242.6- 1119 A和RX J1624.9+7554的X射线耀斑被认为是潮汐扰动事件的候选者。从这些事件中观察到的独特特征可以用来确定被大质量黑洞潮汐破坏的恒星的类型。我们研究了这三个事件，着重讨论了巨星和主序星由于质量与半径关系的不同而导致的潮汐破裂的差异。我们认为，它们的X射线耀斑特性可以模拟的太阳型恒星的外层的部分剥离。巨星的潮汐分裂被完全排除在外。这一结果可能有助于理解超大质量黑洞通过捕获恒星的增长模式，与通过连续质量吸积的增长模式。
2006-12-19 astro-ph
Discovery of a Giant Stellar Tidal Stream Around the Disk Galaxy NGC 4013
我们报告了在边缘螺旋星系NGC 4013周围发现的巨大环状恒星结构。这一弧形特征从中心向东北方向延伸6弧分（投影距离约26千秒差距），从盘面延伸3弧分（约12千秒差距）;可能相关的特征在盘面的西南侧也很明显，延伸到4弧分（约17千秒差距）。这种低表面亮度的结构的探测是在三个不同望远镜的三个独立数据集中独立确认的。虽然它真正的三维几何形状是未知的，但这个结构的天空投影形态显示出与理论预测相匹配，即在低倾斜（~ 25度），近圆形轨道上移动的矮卫星的恒星潮汐流的边缘投影视图。以Penarrubia等人最近建立的银河系麒麟座潮汐流模型为模板，我们发现其前身系统可能是一个初始质量为6*10^8 Msun的星系，其目前的位置和最终的命运尚不清楚。根据这一模拟，潮汐流的年龄可能约为2.8 Gyr。我们的研究结果表明，NGC 4013，以前被认为是一个典型的孤立的盘星系，尽管有一个最突出的HI翘曲检测到迄今为止，可能实际上遭受了最近的轻微合并。这一发现突出表明，未受干扰的磁盘在高表面亮度水平的光学，但扭曲的HI地图可能实际上揭示了复杂的签名，最近的吸积事件在深测光调查。
2008-10-24 astro-ph
A Two Micron All-Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: II. Swope Telescope Spectroscopy of M Giant Stars in the Dynamically Cold Sagittarius Tidal Stream
我们提出中等分辨率（~6公里/秒）光谱的284 M巨星候选人从2微米全天巡天测光。径向速度（RV）主要是在南方的恒星，与一些位置一致的协会人马座（Sgr）矮星系的潮汐尾。后者显示出随轨道经度变化的明显RV趋势，正如Sgr轨道和破坏模型所预期的那样。经验证的RV成员暗示Sgr轨道中平面周围尾流的最小宽度为8 kpc。这个流的冷度（色散~10 km/s）提供了流加热的组合贡献的上限由一个明亮的星系晕和释放的恒星的内在色散，这是一个功能的Sgr核心质量。Sgr的拖臂与包含一个主导的LMC状团块的星系晕一致，但是也不排除一些更粗糙的晕。Sgr核心的总M/L的上限是21太阳能单位。第二个结构，大致模仿预期的包裹，领先的Sgr臂碎片穿过拖曳臂在南半球，但是，这也可能是一个无关的潮汐功能。在靠近南银河系极点的<13 kpc M巨星中，有一些拥有大的RV，可以确定它们是晕星，可能是靠近太阳的Sgr主臂的一部分。将南半球M巨星的位置和RV与可能从Sgr系统中剥离的南球状星团的位置和RV进行了比较，并发现了对Sgr碎片关联的支持，我们的讨论包括描述一种屏蔽过滤的互相关方法，该方法在中等分辨率光谱中获得优于1/20的分辨率元素RV。
2004-03-31 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars XI: The Tidal Tails of the Carina Dwarf Spheroidal and the Discovery of Magellanic Cloud Stars in the Carina Foreground
一个新的大面积华盛顿M，T_2 + DDO 51过滤器调查超过10 deg^2船底座dSph星系周围揭示了光谱证实的幂律径向密度“突破”船底座巨星人口延伸几度中央国王轮廓。麦哲伦望远镜的MIKE光谱学确定了船底座恒星的存在，至少是其中心King极限半径r_lim的4.5倍，并且主要沿着船底座的长轴。为了保持这些恒星与dSph的结合，需要一个M/L > 6，300 M/L_sun的整体船底座质光比。MIKE速度，补充了来自存档VLT+GIRAFFE频谱（r<=r_lim）的约950个额外的隆凸场速度，证明了几乎恒定的隆凸速度色散，刚好超过r = r_lim，以及更大半径处的上升速度色散和速度剪切。总之，观测证据表明，所发现的扩展船底座人口代表潮汐碎片从dSph。在距船底座中心较大角半径的65颗巨星候选者中，有94%的候选者获得了MIKE谱，它们要么与船底座有关，要么与第二个新发现的弥散但径向速度相干（速度色散为9.8 km·s^-1）的前景晕系统有关。第二个逆行速度星群中的15颗恒星（1）平均金属丰度比船底座高约1 dex，（2）颜色和星等与大麦云（LMC）的红色团块一致。在连接船底座和大麦哲伦星云的区域中，额外的巨星候选者光谱显示了大麦哲伦星云和逆行船底座移动群之间的平滑速度梯度。我们的结论是，我们发现麦哲伦恒星几乎两倍（22度）从大麦哲伦星系中心比以前已知的。
2006-05-03 astro-ph
Ultraviolet Signatures of Tidal Interaction in the Giant Spiral Galaxy, M101
我们提出了在过去10^8 - 10^9年中在M101盘中发生的潮汐相互作用的新证据。最近由航天飞机携带的紫外成像望远镜（UIT）对M101的远紫外辐射进行的成像以前所未有的清晰度揭示了多个线性臂段（“弯曲臂”）的盘宽模式。深FUV图像还显示了一个微弱的外旋臂，带有一个（“卷曲的尾巴”）特征，似乎环绕着超巨星HII区域NGC 5471 -将这个外围星暴与星系的其他部分联系起来。这些FUV明亮的特征最有可能追踪到热的O & B型恒星以及来自相关星云尘埃的散射光。最外面的“弯曲臂”的对应物在可见光波长的地图和HI的21厘米线中很明显。内盘FUV臂与H $α$结和CO臂的外侧（下游）联系最紧密。当非轴对称强迫来自与一个或多个伴星系的“外部相互作用”和来自在盘内轨道运行的大质量物体的“内部扰动”的组合时，“弯曲臂”和"卷尾“形态与动力学模拟的比较产生了最大的相似性。我们推测NGC 5471代表了盘内这些“大质量扰动”之一，其形成是M101和一个较小星系之间的潮汐相互作用。
1996-12-17 astro-ph
Young Star Clusters in the Dwarf Irregular Galaxy, UGC 7636, Interacting with the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472
本文介绍了在矮星系UGC 7636中发现的18个亮蓝色天体的综合华盛顿CT 1测光。UGC 7636位于巨大椭圆星系NGC 4472的东南5 '.5，NGC 4472是室女星系团中最亮的星系。有证据表明UGC 7636与NGC 4472之间存在着强烈的相互作用。这些天体非常蓝，颜色为-0.4 <（C-T1）< 0.6，它们的星等范围为20.6 < T1 < 22.9等，对应的绝对星等为-10.6 < M（T1）< -8.3等，距离模数为（m-M）o = 31.2。这些物体在空间上被分为三个区域：UGC 7636的中心区域，潮汐尾区域和HI云区域。在反尾翼区域没有发现这类物体。这些天体可能是在UGC 7636和NGC 4472相互作用过程中形成的< 0.1Gyr的年轻星团。UGC 7636（r < 83”）的表面测光表明，与其它区域相比，沿潮汐尾区有明显过量的蓝光。这些星团比潮汐尾区的恒星光更蓝，表明这些星团可能比潮汐尾区的大多数恒星形成得晚，而潮汐尾区的大多数恒星形成得晚于星系主体的大多数恒星。
1997-08-24 astro-ph
Tidal Disruption of Protoclusters in Giant Molecular Clouds
我们研究了在一个巨大的分子云（GMC）内的原团簇的崩溃，以确定崩溃显着中断的条件。受恒星形成区表现出扁平的云结构的观察，本研究考虑了坍缩的原星团与磁盘的几何形状。数值计算了一个10^3 - 10^6 Msun质点初始距离为2-10 pc的10^3 Msun原星团的坍缩。完成了两者之间初始相对速度为零的模拟，以及与GMC中观察到的相对速度一致的模拟。结果使我们能够定义的条件下，它是安全的假设原星系团崩溃的过程中，如果在隔离。例如，我们发现一个10^3 Msun的原星系团，如果它与一个10^4 Msun的质点在2-4 pc的范围内，它的坍缩就会被显著地破坏。因此，如果一个10^3兆太阳的原星团距离一个10^4兆太阳的致密天体超过4 pc，那么它的坍缩可以被认为是孤立的。此外，在没有采样的参数空间的部分之间的原星团磁盘和大质量粒子的引力相互作用显着分散磁盘到背景GMC。我们讨论的年轻恒星天体的英仙座和Mon R2恒星形成区域内的集群的分布，这与我们的模拟结果以及我们在气体主导区域（如猎户座云）的结果的局限性一致。
2008-05-02 astro-ph
The tidal trail of NGC205?
利用艾萨克·牛顿望远镜宽视场照相机（INT WFC）对M31进行巡天的部分数据，我们在M31的西北象限发现了一个弧形的高密度蓝色红巨星分支星，可能是贫金属的。该特征的范围约为1度（15 kpc），表面亮度为Sigma_V' ~ 28.5 +/- 0.5 mags/sq。角秒这条弧似乎是从矮椭圆星系NGC 205发出的，它的红巨星分支的颜色与M31盘的颜色明显不同，但与NGC 205非常相似。此外，使用Keck II上的深度成像多目标光谱仪（DEIMOS）采集的数据，我们确定了该弧的径向速度特征。它的速度色散测量值约为10 km/s，类似于NGC 205的中心区域，是典型的恒星流。基于这些物体的空间重合，表面亮度，速度色散和红巨星分支颜色的相似性，我们假设弧是恒星流的一部分，其祖先是NGC 205。
2004-06-02 astro-ph
Formation of giant globular cluster G1 and the origin of the M31 stellar halo
我们首先证明了球状星团G1可能是由M31和一个有核矮星系（dE，N）之间的潮汐相互作用形成的。我们的完全自洽的数值模拟表明，在潮汐相互作用期间M31和G1的祖先dE，N与$M_{\rm B}$ $\sim$-15 MAG和它的核质量的$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$，暗物质和dE，N的外层恒星信封几乎完全剥离，而核可以生存的潮汐剥离，因为它最初的紧凑的性质。裸核（即，G1）的轨道性质与它的祖先dE，N相似。剥离的恒星在M31周围形成贫金属（[Fe/H] $\sim$ -1）恒星晕，其结构和运动学强烈依赖于G1的祖先dE，N的初始轨道。我们认为，观测到的G1到M31的大投影距离（$\sim$ 40 kpc）可以对dE，N的暗物质晕的中心密度提供一些强有力的约束。我们讨论的背景下，最近发现的M31的恒星晕的子结构。（2002年）。
2004-01-13 astro-ph
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: IV. Modeling the Sagittarius Tidal Tails
从2微米全天巡天（2 MASS）恢复的M巨星最近被用来绘制人马座（Sgr）矮球状星系潮汐碎片的位置和速度分布图。我们将这个数据集与在各种刚性银河系势中运行的试验粒子轨道和卫星毁灭的N体模拟进行了比较，发现银河系在其中心50 kpc范围内的质量应该是3.8-5.6 × 10^11 Msun，这样任何Sgr轨道才能同时拟合Sgr拖尾碎片的速度梯度和Sgr前导碎片的远心。轨道极岁差的年轻的碎片和领先的碎片速度在相应的地区，老年人的碎片提供了相互矛盾的证据，分别有利于扁圆/长星系晕潜力，使我们得出结论，在过去的几个Gyr的轨道Sgr已经演变。根据潮汐流的速度色散和宽度，我们估计Sgr当前的束缚质量为M_Sgr = 2 - 5 x 10^8 Msun，与银河势的形式无关;这对应于Sgr核心的质光比（M/L）_Sgr = 14 - 36（M/L）_Sun的范围。模型的质量在这个范围内最适合的远心领先的Sgr潮汐碎片时，他们的轨道与径向周期约0.85 Gyr和有periGalactica和apoGalactica分别约15千秒差距和60千秒差距。这些距离将与到Sgr矮星的假定距离和银河系势的假定深度成比例。在这些模型中，碎片沿轨道的密度分布与M巨星的观测结果一致，在M巨星明显存在的所有轨道阶段，碎片都比Sgr M巨星的典型年龄年轻（即最近从卫星上丢失）。
2004-10-10 astro-ph
The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey: Interaction-Induced Star Formation in the Mid-Infrared
我们目前斯皮策中红外成像的样本35潮汐扭曲合并前相互作用的星系对从阿普阿特拉斯。我们比较他们的全球中红外特性与正常星系的SINGS斯皮策遗产调查，并分离盘发射的潮汐功能。这些光学选择的相互作用星系的[8.0微米]-[24微米]、[3.6微米] - [24微米]和[5.8微米] - [8.0微米]颜色平均比螺旋星系的颜色更红，这意味着质量归一化恒星形成率（SFR）提高了约2倍。此外，Arp星系中的24微米发射比螺旋星系中的更集中，这表明气体正在集中到内部区域并为中央恒星的形成提供燃料。与螺旋星系相比，Arp星系的斯皮策色波长较短，没有明显的差异，因此这些数量对恒星形成的增强不太敏感。在我们的样品中没有观察到强烈的斯皮策色对分离趋势;这可能是因为我们的样品被选择为潮汐干扰。潮汐特征对总Spitzer通量的贡献平均小于10%。Spitzer 24微米光度对Arp星系的SFR暗示相对温和，平均约为1 M（太阳）/年。
2006-10-18 astro-ph
Investigating the Andromeda Stream: III. A Young Shell System in M31
已发表的M31晕区红巨星的地图显示，在这个星系的南部有一个巨大的恒星流，在M31中心的东北部有一个巨大的“大陆架”。利用这些地图，我们发现在西侧也有一个大小相当的较暗的大陆架。通过在Geehan等人（2006）的精确M31势模型中为吸积矮卫星选择适当的结构和轨道参数，我们在N体模拟中产生了非常相似的结构。在这种情况下，在卫星轨道的近心处产生的潮汐流与观测到的南部潮汐流相匹配，而这一潮汐流的向前延续构成了两个轨道环，通过连续的近心通道扩大成扇形结构;这些环对应于东北和西大陆架。来自卫星的潮汐碎片也再现了先前观察到的反向旋转PNE的“流”以及在红巨星中看到的相关流。在我们的模拟中的碎片模式类似于许多椭圆星系周围检测到的壳系统，尽管这是螺旋星系中壳系统的第一次识别，也是任何星系中第一次足够接近，可以测量恒星速度和相对距离。我们讨论这些部分壳的物理，突出的空间和速度焦散线的意见所发挥的作用。我们表明，潮汐碎片的运动学调查将提供一个敏感的测量M31的晕电位，而量化的碎片在货架上的表面密度将让我们重建原始的质量和时间的祖先卫星中断。
2006-09-04 astro-ph
Keck Spectroscopy of Red Giant Stars in the Vicinity of M31's Massive Globular Cluster G1
我们提出的结果，从凯克光谱调查红巨星在一个领域附近的M31的主轴，约34 kpc的投影从核，附近的球状星团G1。我们用多狭缝LRIS光谱仪测量了41颗视磁20<I<22的恒星的Ca Ⅱ三重态。其中有23颗恒星的视向速度v<-200 km/s，表明它们是M31中的巨星;其余的可能是前景银河系恒星。大约2/3的M31成员集中在v=-451 km/s，速度分布为sigma= 27 km/s，这表明它们属于外盘，或者可能是晕中的冷碎片。该群的平均速度与附近HI气体的速度和M31盘速度场模型一致，但与G1或M31的系统速度不一致。我们用V，I测光法估算了这些可能的M31外盘星的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.8。23颗M31成员中有6颗的v和[Fe/H]值与G1一致（在考虑到它在两者中的内在扩散之后）：其中一颗位于G1的预测潮汐半径内，是可能的成员;其余5颗恒星在物理上并不靠近G1，但可能是它的潮汐碎片。需要更多的数据来确认这5颗恒星的性质，因为它们很可能代表M31的平滑晕群。如果G1是被M31吸积的矮星系的残余核心，我们可能会期望探测到潮汐碎片;相反，在这个领域中的大多数M31巨星都富含金属，属于明显的M31外盘，只有一小部分（<20%）可能起源于G1。
2004-01-06 astro-ph
