Compact Symmetric Objects -- III Evolution of the High-Luminosity Branch and a Possible Connection with Tidal Disruption Events
本文利用54个致密对称天体样本确认其分为低光度CSO 1和高光度CSO 2两类，发现大多数CSO 2寿命短且不演化为更大喷流AGN，其瞬态特性与诞生率可由巨星潮汐瓦解事件点燃来解释。
2023-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A new X-ray tidal disruption event candidate with fast variability
在恒星与超大质量黑洞的近距离相遇过程中，恒星可能会被黑洞的潮汐力破坏，导致潮汐破坏事件（TDE）。恒星的物质在黑洞上的吸积产生了不同波长范围的强辐射。在这里，我们报告的发现与ROSAT的X射线选择瞬态源的光学非活跃星系。在RA：13 h31 m57.66 s和Dec：-32 deg 3 arcmin19.7 arsec的位置，观测到X射线亮度在8天内突然升高8倍。此外，一个黑体温度kT=0.1 keV、峰值亮度至少为10^43 erg/s的非常软的X射线光谱表明了TDE的解释，并且观察到的特性与以前确定的软X射线（ROSAT）TDE非常相似。在X射线爆发六年后，在RXJ 133157.6 -324319.7位置拍摄的星系光谱没有显示任何发射线，这是一个持久的活动星系核（AGN）所预期的。根据吸收线，星系的红移被确定为0.051。因此，它可能是星系团阿贝尔3560的成员。X射线亮度的上升发生在8天内，因此对于这样的事件来说似乎是快速的。事件发生前170天和事件发生后165天都没有探测到X射线发射，尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台在25年后也没有探测到。X射线亮度的变化至少是40倍。
2022-02-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiwavelength Follow-up Observations of the Tidal Disruption Event Candidate 2XMMi J184725.1-631724
超软X射线耀斑2XMMi J184725.1-631724是在2006年和2007年的两次XMM-牛顿观测中偶然发现的，峰值亮度为6X10^43 erg/s。它被认为是一个潮汐破裂事件（TDE），因为它的位置与一个不活跃星系的中心一致。它是唯一已知的X射线TDE候选者，其X射线光谱显示除了占主导地位的超软热盘之外，还有弱陡峭幂律分量的证据。我们对这一事件进行了多波长跟踪观测。多个X射线监测显示，X射线光度在2011年后显著衰减。特别是在2013年的钱德拉深空观测中，我们发现了一个非常微弱的对应物，支持2XMMi J184725.1-631724的核起源，但X射线通量比事件峰值低约1000倍。与后续的紫外观测结果相比，我们发现在第一次XMM-牛顿观测中，可能有一些增强的紫外辐射与TDE有关。我们还用SOAR获得了高质量的UV-光谱，并对持续的核活动进行了非常严格的限制，预计持续的X射线光度将低于耀斑峰值的2700倍。因此，我们的多波长后续观测强烈支持TDE解释的事件。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A simple and accurate prescription for the tidal disruption radius of a star and the peak accretion rate in tidal disruption events
在潮汐破坏事件（TDE）中被超大质量黑洞（SMBH）摧毁的恒星使研究SMBH成为可能。我们建议，恒星被SMBH完全摧毁的距离，定义为$r_{\rm t, c}$，精确估计的SMBH潮汐场（包括数值因子）的最大引力场的恒星。我们证明，这个定义准确地再现了临界$β_{\rm c} = r_{\rm t}/r_{\rm t, c}$，其中$r_{\rm t} = R_{\star}\left(M_{\bullet}/M_{\star}\right)^{1/3}$是标准的潮汐半径与$R_{\star}$和$M_{\star}$的恒星半径和质量和$M_{\bullet}$的SMBH质量，对于多个恒星的祖先在不同的年龄，并可以合理地近似为$β_{\rm c} \simeq \left[ρ_{\rm c}/(4ρ_{\star})\right]^{1/3}$，其中$ρ_{\rm c}$（$ρ_{\star}$）是中央（平均）恒星密度。我们还计算了峰值回落率和回落率峰值的时间，发现与流体动力学模拟非常吻合，并建议部分中断半径-任何质量成功地从恒星中解放出来的距离-是$β_{\rm partial} \simeq 4^{-1/3} \simeq 0.6$。对于给定的恒星和SMBH种群，该模型产生，例如，部分时间延迟事件的比例，时间延迟事件的峰值光度分布，以及直接捕获的恒星数量。
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics and observations of tidal disruption events
我们描述了一个模型的潮汐破裂事件（TDEs）的输入物理参数，包括黑洞（BH）的质量$M_{\bullet}$，特定的轨道能量$E$，角动量$J$，恒星质量$M_{\star}$和半径$R_{\star}$。我们计算的TDEs的上升时间，在这些物理参数和典型的光曲线的TDEs的全巡天（ASS）和深空巡天（DSS）任务的峰值辐射光度。然后，我们得出预期的检测率，并讨论了后续的TDE通过观察在各种光谱波段从X射线到无线电波长。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of late-time X-ray flares in UV/optically-selected tidal disruption events
我们提出了一个模型来解释在UV/光学选择的潮汐破裂事件（TDEs）中，光学和X射线光度（以下简称\dt）的峰值之间的时间延迟。下图解释了在几个TDE中观测到的\dt，这是循环和盘吸积过程的结果，只要亚爱丁顿吸积。在圆化开始时，回落碎片被相对论进动引起的自交叉激波热化，提供峰值光发射。在圆化过程中，质量回退速率随时间减小，在超大质量黑洞（SMBH）周围形成一个环。形成时间尺度对应于最紧密结合的碎片的圆化时间尺度，其小于一年到几十年，主要取决于穿透因子、圆化效率和黑洞质量。环随后将在粘性扩散时间内粘性地演变。我们发现，它吸积到SMBH上的粘性时间尺度的一小部分，这是$2$年给定的典型参数，导致X射线发射在较晚的时候。所得到的\dt 1由环化时间尺度和吸积时间尺度的总和给出，并且随着穿透因子的增加而显著减小，通常为几至$\sim10$年。由于X射线光度随着盘平面的法线和视线之间的视角从$0^\circ$增加到$90^\circ$而显著减小，因此低的后期X射线光度可以通过边缘视图来解释。我们还讨论了超爱丁顿吸积的情况下，\dt \，是由循环时标为主。
2021-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Forward Modeling Populations of Flares from Tidal Disruptions of Stars by Super-massive Black Holes
随着光学巡天技术的进步，对超大质量黑洞引起的恒星潮汐破裂耀斑（TDF）的探测正在迅速积累。这些检测可能会提供SMBH人口，恒星动力学和星系中的恒星演化的约束。为了最大限度地发挥这一科学影响，我们需要更好地了解天体物理参数如何与调查选择的影响，在设置检测到的耀斑的属性。我们开发了一个框架，用于建模分布的光学TDF探测在调查的宿主星系和耀斑本身的属性。这个模型折叠在每个星系的恒星破裂率的影响，耀斑的光度和温度分布，在宿主星系的尘埃的遮蔽和变红的影响，和调查选择标准。我们直接将此模型应用于Zwicky瞬态设施探测到的TDFs样本，发现总体耀斑探测率符合简单的理论预期。该模型还可以再现恒星总质量的分布和宿主星系的红移，但不能匹配所检测到的耀斑的所有细节，如它们的光度和温度分布。我们还发现，尘埃遮蔽可能在抑制恒星形成星系的TDF探测率方面起着重要作用。虽然我们没有发现TDFs在“绿谷”的星暴后星系中拥有宿主的不寻常偏好可以完全由选择效应解释，但我们的模型可以帮助量化这些星系中的真实速率增强。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recent progress in theory and observational study of dust grain alignment and rotational disruption in star-forming regions
尘埃天体物理学的现代认识揭示了辐射-尘埃相互作用产生的辐射力矩（RATs）可以引起两种基本效应，包括颗粒排列和旋转破坏。在这里，我们回顾了最近的进展，在理论发展和观测测试这些影响使用尘埃偏振观测到的恒星形成区（SFR）。我们首先回顾了RAT对齐和RAT中断的基本理论，分别称为RAT-A和RAT-D效应。然后，我们简要地描述了我们用来模拟偏振热尘埃排放的数值方法，占RAT-A和RAT-D和理论预测的尘埃偏振观测。接下来，我们回顾了我们的观测工作，以寻找观测证据的RAT-A和RAT-D的影响，使用热尘埃极化对SFR。最后，我们讨论了磁场推断尘埃极化观察到对这些SFR和影响的RAT范式不同的天体物理条件下，包括原恒星环境，尘埃演化和时域天体物理。
2022-09-14 astro-ph.GA
Dynamics of accretion and winds in tidal disruption events
我们已经构建了自相似模型的时间依赖的吸积盘在两个子和超爱丁顿阶段与风外流的潮汐破裂事件（TDEs）。物理输入参数是黑洞（BH）质量$M_{\bullet}$、比轨道能量$E$和角动量$J$、恒星质量$M_{\star}$和半径$R_{\star}$。我们认为亚爱丁顿阶段是总压（模型A1）和气体压力（模型A2）占主导地位。相比之下，超爱丁顿阶段是由辐射压力（模型B）与汤姆逊不透明度。我们推导出由应力张量$Π_{rϕ}\propto Σ_d^b r^d$规定的粘度，其中$Σ_d$是盘的表面密度，$r$是半径，$b$和$d$是常数。具体选择的辐射或$α$粘度的动机，其参数是由预期的磁盘光度和演化时间尺度在观测范围内。由于黑洞和外流风的吸积导致质量损失，以及碎片回落导致质量增加，盘会演变;这导致外半径增加。我们已经模拟了次和超爱丁顿盘的光度分布。作为一个说明性的例子，我们拟合我们的模型，在X射线，紫外和光学的四个TDE事件的观测和推导上述物理参数。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra-Close Encounters of Stars With Massive Black Holes: Tidal Disruption Events With Prompt Hyperaccretion
银河系核心的明亮耀斑，随后是亮度的$t^{-5/3}$衰减，通常被认为是大质量黑洞对恒星的完全潮汐破坏的标志。耀斑和幂律衰变是在束缚碎片流返回黑洞、自相交并最终形成吸积盘或环面时产生的。在典型的太阳型恒星被$10^{6}\; M_\odot$黑洞破坏的情况下，恒星的破坏和吸积环的形成之间的时间可能是几年。我们提出了完全广义相对论模拟一类新的潮汐破裂事件，涉及超近距离接触的太阳型恒星与中等质量的黑洞。在这些遭遇中，一个厚厚的磁盘在破坏后迅速形成，以小时为单位。在短暂的初始耀斑之后，在$\sim 10^2\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的几天内，吸积率保持稳定和高度超爱丁顿。
2015-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Six Months of Multi-Wavelength Follow-up of the Tidal Disruption Candidate ASASSN-14li and Implied TDE Rates from ASAS-SN
我们目前的候选潮汐中断事件（TDE）ASASSN-14里，发现在PGC 043234（$d\simeq90$ Mpc）的中心的超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）的地基和雨燕光度和光谱观测。该源的峰值辐射热光度为$L\simeq10^{44}$尔格的$^{-1}$，在$\sim6$月的观测中辐射的总积分能量为$E\simeq7\times10^{50}$尔格。光源的UV/光发射与温度大致恒定为$T\sim35,000$ K的黑体很好地拟合，而亮度在这段时间内下降了大约16倍。光学/UV光度下降与指数下降（$L\propto e^{-t/t_0}$）和$t_0\simeq60$天数大致一致。ASASSN-14 li也显示出软X射线发射，其亮度与光学和紫外线发射相当，但下降速度较慢，现在X射线发射占主导地位。源的光谱显示宽的巴耳末线和氦线的发射，以及在所有时期的强蓝色连续发射。我们使用ASASSN-14 li和ASASSN-14 ae的发现来估计ASAS-SN所暗示的TDE率，发现每个星系的平均率为$r \simeq 4.1 \times 10^{-5}~{\rm yr}^{-1}$，90%置信区间为每个星系的$(2.2 - 17.0) \times 10^{-5}~{\rm yr}^{-1}$。ASAS-SN在2014年发现每70颗Ia型超新星大约有1颗TDE，这一比例远远高于其他…
2016-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
On planet formation around supermassive black holes and the grain disruption barriers by radiative torques
本研究针对低光度活动星系核周围黑洞行星形成假说，探究辐射扭矩破坏机制对尘埃颗粒生长的影响，发现团块状环核模型中该机制及冰解吸会形成新的生长屏障，需更真实模型进一步验证。
2022-07-27 astro-ph.GA
The Luminosity, Mass, and Age Distributions of Compact Star Clusters in M83 Based on HST/WFC3 Observations
哈勃太空望远镜上新安装的WFC 3（Wide Field Camera 3）被用来获取附近螺旋星系M83的多波段图像。这些新的观测结果是有史以来拍摄的最深和最高分辨率的大设计螺旋图像，特别是在近紫外线下，并使我们能够更好地区分紧凑的星团与单个恒星，并测量U波段中甚至微弱的星团的光度。我们发现在非常拥挤的星暴核外的星团的光度函数可以用幂律dN/dL \propto L^{alpha}近似，其中alpha = -2.04 +/-0.08，直到M_V ~-5.5。我们测试的灵敏度的光度函数不同的选择技术，过滤器，装箱，和孔径校正的决定，并发现，这些都没有显着贡献的不确定性α。我们估计年龄和质量的集群比较他们的测量UBVI，Halpha颜色与单恒星星族模型的预测。星团的年龄分布可以近似为幂律分布，dN/dt propto t^{gamma}，其中gamma=-0.9 +/- 0.2，M >几个x 10^3 Msun，t < 4x10^8 yr。这表明集群被迅速破坏，在这段时间内，每十年约有80-90%的集群被破坏。在相同的M-t范围内，星系团的质量函数是一个幂律，dN/dM propto M^{beta}，beta=-1.94 +/- 0.16，并且在高质量或低质量时都没有弯曲或弯曲。因此，我们没有发现物理质量上限M_C的证据，也没有发现低质量团簇比高质量团簇更早破裂的证据，即质量依赖破裂…
2010-07-29 astro-ph.GA
New Tests for Disruption Mechanisms of Star Clusters: The Large and Small Magellanic Clouds
我们比较了观测到的大麦哲伦星系中星团质量（M）和年龄（t）的二元分布与3种理想化星团破裂模型的预测分布g（M，t）：（1）突然的质量依赖破裂;（2）逐渐的质量依赖破裂;（3）逐渐的质量无关破裂。具有质量-{ \em in}依赖性破坏的模型提供了对这些星系团种群的良好的一级描述，g（M，t）propto M^{beta} t^{gamma}，beta=-1.8+/-0.2和gamma=-0.8+/-0.2，至少对于年龄t<10^9 yr和质量M<10^3 M_sol的星系团是如此（更具体地说，t<10^7（M/10^2 M_sol）^{1.3} yr）。该模型预测星系团的光度函数应该是幂律的，dN/dL propto L^-1.8，与观测结果一致。另一方面，前两个模型在描述观测结果时表现不佳，驳斥了以前的说法，即在所研究的M-t域上，在LMC中观察到星团的质量依赖性破坏。SMC中的集群可以用与LMC相同的g（M，t）分布来描述，但样本较小，因此不确定性较大。麦哲伦星云中星系团的g（M，t）模型实际上与合并中的麦哲伦星系团的g（M，t）模型是相同的，但将有效域扩展到较低的质量和较老的年龄。这表明，至少在t<10^8年，也可能在t<10^9年的时间里，这些差异很大的星系的主导破裂过程是相似的。LMC中年轻星团的质量函数为幂律，而古老球状星团的质量函数为峰值。我们发现，这些质量函数的观察到…
2010-03-12 astro-ph.GA
A luminous X-ray transient in SDSS J143359.16+400636.0: a likely tidal disruption event
我们提出了一个发光的X射线瞬态的发现，由斯威夫特的X射线望远镜（XRT）在2020年2月5日偶然发现，位于星系SDSS J143359.16+400636.0的核心，z=0.099（光度距离$D_{\rm L}=456$ Mpc）。在0.3- 10 keV X射线波段观察到瞬态达到$\sim10^{44}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度，这是$\sim20$峰值光学/UV亮度的倍。来自Zwicky Transient Facility（ZTF）和Swift的光学，紫外和X射线光变曲线显示来自$t^{-5/3}$源的通量下降，NuSTAR和Chandra的观测显示光子指数为$Γ=2.9\pm0.1$的软X射线光谱。X射线/紫外特性与已知的活动星系核特性不一致，与已知的X射线潮汐破裂事件（TDE）有更多的共同点，这使我们得出结论，它可能是一个TDE。宽带光谱能量分布（SED）可以很好地描述了一个磁盘黑体模型与$7.3^{+0.3}_{-0.8}\times10^{5}$ K的内部磁盘温度，与磁盘发射的大部分（$>40$ %）向上散射到X射线带。在X射线探测之后，用凯克/LRIS拍摄的光谱显示了宿主星系中的线性线比率，这表明在事件发生之前，超大质量黑洞上有低水平的吸积，但没有看到宽线或其他TDE的迹象。恒星速度色散意味着为事件提供动力的超大质量黑洞的质量是log（$M_{\rm …
2021-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
From nuclear star clusters to Little Red Dots: black hole growth, mergers, and tidal disruptions
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；University of Oxford（牛津大学）
通过核星团模型研究小黑洞种子快速成长为超大质量黑洞的过程，预测z=4-6时潮汐瓦解事件和黑洞捕获事件的发生率，并解释小红点的低X射线光度。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
New Tests for Disruption Mechanisms of Star Clusters: Methods and Application to the Antennae Galaxies
基于二元质量-年龄分布g（M，τ），提出了星团破裂机制的新检验方法.特别地，我们推导了两种理想化模型的g（M，τ）公式，其中破裂率取决于团簇的质量，另一种则不依赖。然后，我们将这些模型与哈勃太空望远镜在质量年龄范围内对银河系中星团的观测结果进行比较，在质量年龄范围内，我们可以很容易地将星团与单个恒星区分开来：τ \la 10 ^7（M/10 ^4 M_{\odot}）^{1.3} yr。我们发现，与质量相关的中断模型是穷人的数据拟合，即使有完全的自由来调整几个参数，而与质量无关的中断模型是一个很好的拟合。成功的模型具有简单的形式g（M，τ）\propto M^{-2} τ^{-1}，具有幂律质量和年龄分布，dN/dM propto M^{-2}和dN/dτ \propto τ^{-1}。预测的光度函数也是一个幂律函数，dN/dL \propto L^{-2}，与我们观测到的星系团一致。星团和分子云质量函数的相似性表明，在分子云中恒星形成的效率与它们的质量基本无关。大质量年轻星团的年龄分布可以用以下几种破裂机制的组合来合理解释：（1）恒星反馈对星际物质的去除，τ \la 10^7$ yr;（2）恒星持续质量损失，τ \la 10^8 yr;（3）通过分子云的潮汐扰动，τ \ga 10^8 yr。预计这些过程都不会对质量有很强的依赖性，这与我们对星系团的观测一致。我们推测，这个简单的图…
2009-10-06 astro-ph.GA
Optical emission-line Luminosity Function models for populations of Supernova Remnants
本文提出了一个计算超新星遗迹总体光度分布的基本模型。我们构建理论哈和联合[S II] -哈超新星遗迹光度函数相结合的处方从一个基本的演化模型，提供了不同的年龄和预冲击密度的SNR的冲击速度和半径，与冲击激发模型，给出了气体发射率的冲击不同的物理参数。我们假设一个平坦的年龄分布，我们探讨不同的预冲击密度分布或不同的磁性参数的影响。我们发现非常好的协议之间的形状的模型哈和联合[S II] -哈光度函数和那些从附近星系的SNR调查测量。
2022-05-18 astro-ph.GA
Tidal disruptions of separated binaries in galactic nuclei
几个星系已经展示出X射线耀斑，这与中央超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏相一致。在这个过程的理论处理中，通常假设恒星最初相对于黑洞处于近似抛物线的轨道上。这样的假设导致最简单的近似为热光度的$t^{-5/3}$衰减，这确实与这种耀斑的光变曲线采样相对较差相一致。我们指出，还有另一种制度，其中的衰变将是不同的：如果一个二进制的潮汐分离和恒星，仍然接近孔最终潮汐中断从一个中等偏心率的轨道，衰变较慢，典型的$\sim t^{-1.2}$。因此，对这种耀斑的光变曲线进行仔细取样可以区分这些过程，并深入了解双星和星系中心的单星的动态。我们使用三体模拟和分析处理来探索这个过程，并讨论当今X射线探测和未来引力波观测的后果。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Infrared echo and late-stage rebrightening of nuclear transient PS1-10adi: exploring Torus by tidal disruption event in active galactic nuclei
活动星系核中的潮汐破裂事件（TDEs）长期以来一直被忽视，但最近才得到初步研究。本文报道了在活动星系核PS1-10adi中发现的一个新发现的高能瞬变事件--中红外长余辉耀斑。PS1-10adi的红外光度，以及其他类似的事件，至少比所有已知的超新星高出一个数量级，但可以很好地解释为TDE的尘埃回波，其超高的红外能量是从黑洞周围的尘埃环中再加工而来的。在爆发的早期阶段，环形尘埃正在升华，可能导致观察到的Fe II线的快速出现。此外，PS 1 - 10 adi的紫外-光学再增亮和在光学峰后的$\sim1500$静止帧天后同时出现的X射线也是一个有趣的特征，这可能归因于高速外流和环面之间的相互作用。我们认为，明亮的红外回波是活动星系核中TDE的一个非常典型的现象，并可能为我们提供一个理想的机会，探索环面的性质。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Obscured Tidal Disruption Event Uncovered by Its Mid- and Near-Infrared Dust Echo in a Star-Forming Galaxy
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Anhui Normal University（安徽师范大学）；IPAC/Caltech（加州理工学院/IPAC）；Guangzhou University（广州大学）
通过分析恒星形成星系SDSS J010320.39+140152.5中的红外耀发，结合中红外光变、近红外定位和尘埃辐射传输模型，发现该耀发源于一个被尘埃遮蔽的潮汐瓦解事件（TDE），而非超新星或变脸活动星系核。
2026-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Origin of Intracluster Light in Massive Galaxy Clusters
利用哈勃空间望远镜对4个0.44<z<0.57的星系团的ICL起源和聚集历史进行了初步研究。使用该簇的样本，我们在z=0.5处对这种簇的ICL表面亮度分布中的散射量设置了经验限制，并通过测量ICL表面亮度分布、ICL颜色和颜色梯度以及10<r<110 kpc内的总ICL光度来约束ICL的祖群和形成机制。所观察到的散射是物理的，这与ICL组装过程、形成时期和/或ICL含量的差异有关。利用恒星星族合成模型，我们将观测到的颜色转化为金属丰度。对于四个集群中的三个，我们发现了明显的负梯度，平均而言，从BCG中心区域的超级太阳到ICL的太阳下逐渐减少。这种负的颜色/金属丰度梯度可能来自L* 星系的潮汐剥离和/或矮星系的分裂，但不是与BCG的主要合并。我们还发现110 kpc的ICL具有与m*+2红序星系相当的颜色，10<r<110 kpc的总光度为4-8 L*。这表明ICL主要是由从L>0.2 L* 的星系中释放出来的恒星所控制，并且无论是矮星分裂还是与BCG的主要合并都不能单独解释观测到的光度水平，并且与观测到的光度函数的暗端斜率的演变或对z=1以来BCG主要合并数量的预测保持一致。综上所述，这项初步研究的结果表明，这些星系团的形成历史中，ICL是建立了剥离>0.2 L* 星系，并不利于显着贡献的ICL的矮破坏或主要合并与BCG。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-hard to high-soft spectral state transitions in the faintest early-X-ray-detected optical tidal disruption event TDE 2025aarm
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Stanford University（斯坦福大学）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（ICE-CSIC））；University of Turku（图尔库大学）
研究最暗早期X射线探测到的光学潮汐瓦解事件TDE 2025aarm，通过X射线和光学光谱分析，发现其有从低硬到高软再变硬的光谱状态转变，类似黑洞X射线双星，还确认分类及荧光特征，为TDE吸积物理等提供新见解。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Disc formation from tidal disruption of stars on eccentric orbits by Kerr black holes using GRSPH
利用广义相对论光滑粒子流体动力学（GRSPH）方法对1颗$M_\odot$星和$10^6 M_\odot$旋转超大质量黑洞的潮汐破裂事件进行了三维模拟。我们考虑恒星的初始椭圆轨道都在，并倾向于，黑洞赤道平面。我们证实，流-流碰撞所造成的相对论性拱点进动迅速circularise到一个磁盘的破坏材料。对于倾斜的轨迹，我们发现由黑洞旋转引起的节点岁差（即兰斯-瑟林岁差）仅在第一轨道中抑制流-流碰撞，仅导致形成盘的短暂延迟，该盘倾斜于黑洞赤道面。我们还研究了辐射冷却对残留盘结构的影响。我们发现，没有冷却厚，扩展，缓慢进动环面形成，具有5 AU的径向范围（高穿透因子的轨道）。有效的辐射冷却在近心点附近产生一个狭窄、快速旋进的环。我们绘制的能量耗散率，跟踪煎饼冲击，流-流碰撞和粘度。我们将其与由于黑洞吸积而产生的有效光度进行比较。我们发现能量耗散率的$\sim10^{45}$尔格的$^{-1}$的恒星在潮汐半径中断，并高达$\sim10^{47}$尔格的$^{-1}$深遇到。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
