Gaseous dynamical friction under radiative feedback: do intermediate-mass black holes speed up or down?
中等质量黑洞（IMBHs）通过动力学摩擦向银河系中心迁移的结果可能有助于超大质量黑洞的形成。在这里，我们重新调查的气体动力学摩擦，这是声称是低效的辐射反馈从BH在文献中，通过执行3D辐射流体动力学模拟，解决在BH附近的流动结构。本文考虑一个以速度$V_{\rm flow}$运动的$10^4~M_\odot$ BH在金属度$Z$在$0-0.1~Z_\odot$和密度$n_{\infty}$范围内的均匀介质中的运动。我们证明，如果$n_{\infty} \lesssim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$和$V_{\rm flow} \lesssim 60~{\rm km~s^{-1}}$，BH是加速前进，因为从一个致密的壳层周围的电离泡前面的重力拉，无论$Z$的值。然而，如果是$n_{\infty} \gtrsim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$，我们的模拟显示了相反的结果。电离气泡和相关的壳层暂时出现，但立即向下游流动的显着冲压压力。它们最终汇聚成一个巨大的下游尾流，在重力作用下将BH向后拖曳。黑洞减速的时间尺度为$\sim 0.01$ ~Myr，比星系盘的动力学时间尺度短得多。我们的研究结果表明，IMBH遇到稠密的云迅速迁移到银河系中心，在那里他们可能与他人合并。
2020-02-19 astro-ph.GA
Gaseous Dynamical Friction on Hyperbolic Scatterings
本研究通过线性扰动理论分析均匀气体中双曲相遇的动力学摩擦，揭示六类轨道，发现气体耗散能量并促进超音速捕获，且力并非严格摩擦性。
2025-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamical friction of a massive black hole in a turbulent gaseous medium
通过数值模拟研究湍流气体介质中大质量黑洞的动力学摩擦，发现轨道衰减需以至少5个分辨率元素解析Bondi-Hoyle-Lyttleton半径，且摩擦效率随马赫数和涡尺度变化。
2023-09-15 astro-ph.GA
Growth of Supermassive Black Hole Seeds in ETG Star-Forming Progenitors: Multiple Merging of Stellar Compact Remnants via Gaseous Dynamical Friction and Gravitational Wave Emission
提出了$z\gtrsim 1$上局域早型星系（ETGs）恒星形成祖星中超大质量黑洞（BH）种子生长的新机制。这设想的迁移和合并的恒星紧凑的残余物（中子星和恒星质量的黑洞）通过气体动力学摩擦向中央的高密度区域的星系。我们表明，在合理的假设和初始条件下，该过程可以建立中央BH质量的顺序$10^4-10^6\, M_\odot$在一些$10^7$年，因此有效地提供重种子之前，标准盘（类爱丁顿）吸积接管，成为进一步BH增长的主导过程。值得注意的是，当宇宙$\lesssim 0.8$ Gyr的年龄构成了一个苛刻的限制时，这种机制可能为$z\gtrsim 7$类星体宿主中数十亿太阳质量BH的积累提供一种解释，而不是超爱丁顿吸积速率;此外，本发明还在红移$z\sim 2-6$的更常见的ETG祖细胞中，即使在短时间内的中等爱丁顿比$\lesssim 0.3$下，恒星形成持续时间$\lesssim$ Gyr。最后，我们探讨了未来的地面和空间探测器，如爱因斯坦望远镜（ET）和激光干涉仪空间天线（LISA）通过引力波发射检测迁移的恒星残骸和积累的中央超大质量BH之间的合并事件的前景。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonlinear Dynamical Friction in a Gaseous Medium
利用高分辨率的二维流体动力学模拟方法，研究了气体对质量极大的微扰子M_p以速度V_p通过绝热声速a_0的均匀气体介质时的非线性引力响应及其产生的拖曳力。我们将微扰器模拟为具有软化半径rs的Plummer势，并通过对微扰器运动线施加柱对称性，运行了不同的A=GM_p/（a_0^2 rs）和M=V_p/a_0模型。对于超音速情况，大质量扰动很快发展出非线性流，产生分离的弓形激波和涡环，这与马赫锥被低幅马赫波限制的线性情况不同。激波后面的流动最初是非定常的，表现出涡环和激波的准周期性的超稳定振荡。涡环最终向下游脱落，并且流动朝向准稳态发展，其中扰动器附近的密度尾流处于接近流体静力平衡。我们发现，分离激波距离$δ$和非线性阻力F仅依赖于η=A/（M^2-1），使得δ/r_s=η，当η>2时，F/ F_{lin} =（η/2）^{-0.45}，其中F_{lin}是Ostriker（1999）的线性阻力。与F_{lin}相比，F的减小是由非线性密度尾流中的前后对称性引起的。在亚音速情况下，没有激波的流动不容易达到稳定状态。然而，在扰动器附近的亚音速密度尾流接近于流体静力，导致与线性情况类似的阻力。我们的结果表明，一个非常大质量的物体，如在星系中心附近的黑洞合并的动态摩擦将需要相当长的时间比线性预测。
2009-08-10 astro-ph.GA
Studying Binary Formation under Dynamical Friction Using Hill's Problem
本研究基于带不同形式动力学摩擦的希尔问题，通过模拟揭示弱摩擦下双星形成率与摩擦系数线性相关，结果可推广至多尺度双星形成场景。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gaseous Dynamical Friction: a Numerical Study of Extended Perturbers
本文通过多种高分辨率流体动力学方法模拟气体动力学摩擦，确定了扩展扰动体周围恢复线性点质量解的有效径向范围，并量化了标准模型对阻力的高估程度及其在星系团子晕中的适用条件。
2025-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Negative Dynamical Friction on compact objects moving through dense gas
一个过密的尾流是由一个受引力的物体在气体介质中移动而产生的，这个尾流会拉回物体并使其减速。这是气体介质中的常规动力学摩擦。我们认为，如果该对象驱动一个足够强大的外流，尾流被破坏，而不是一个扩展的低密度区域的对象后面创建。在这种情况下，总的重力作用在物体运动的方向上，产生负动力摩擦（NDF）。稠密气体中的黑洞驱动着强大的外流，并可能经历NDF，尽管可能需要大量的数值工作来证明或反驳这一结论。NDF可能是重要的恒星质量的黑洞和中子星内的“共同信封”的二元系统，恒星质量的黑洞内AGN盘，或大规模的黑洞增长通过超爱丁顿吸积在早期宇宙。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Binaries traveling through a gaseous medium: Dynamical drag forces and internal torques
利用含时线性理论，研究了在均匀气体背景下，质心以速度Vcm运动的双星引力尾流的形态。为了简单起见，我们假设双星的组成部分都是围绕它们共同的质心的圆形轨道。动力学摩擦的后果是双重的。首先，气体动力学摩擦可能拖曳双星的质心，导致双星迁移。第二，阻力也会引起制动力矩，这会导致双星的轨道收缩。我们计算的阻力作用在一个组成部分的二元由于重力相互作用与自己的尾流。我们发现，由于引力聚焦的损失，导致双星系统质心减速的动力学摩擦力比质点系统中的小。我们表明，制动内扭矩取决于每个二元组件的质心的马赫数，也对质心的二元的马赫数。一般来说，内扭矩随着双星相对于周围气体云的速度的增加而减小。然而，情况并非总是如此。我们还提到我们的结果的相关性的二进制的周期分布。
2014-09-25 astro-ph.GA
Orbital evolution of eccentric perturbers under dynamical friction: crossing the sound barrier
本研究将均匀气体介质中圆轨道动力学摩擦的解析解推广至偏心开普勒轨道，推导了高偏心率下的稳态DF力近似并经三维模拟验证，揭示了偏心扰动体穿越声障时的轨道演化规律。
2023-10-08 astro-ph.GA
Nonlinear Dynamical Friction of a Circular-Orbit Perturber in a Gaseous Medium
我们使用三维流体动力学模拟来研究气体的非线性引力响应，以及由此产生的阻力，非常大的扰动在圆形轨道上移动。这项工作扩展了我们以前的研究，探讨了圆形轨道上的小质量扰动和大质量扰动的情况下，直线轨迹。假设背景介质是非旋转的，绝热的，折射率为5/3，密度为rho 0，声速为a0。我们用一个质量为Mp、软化半径为rs的普拉默球来模拟引力扰动，该球以速度Vp和轨道半径Rp作匀速圆周运动，并运行不同的模型，其中R=rs/Rp，马赫数=Vp/a0，B=G*Mp/（a0^2*Rp）。超音速模型的准定常密度尾流由扰动体周围的流体静力包线、上游的弓形激波和尾流低密度区组成。扰动运动方向的连续变化使得分离激波距离比线性轨道情况下减小，而扰动的轨道平均重力使气体向轨道中心聚集，将背景震前密度修改为rho 1 =（1 + 0.46B）* rho 0，对马赫数的依赖性很弱。对于质量足够大的扰动，流体静力学包层的存在使得拖曳力小于线性扰动理论的预测值，从而得出F = 4*pi* rho 1 *（G*Mp/Vp）^2 *（0.7/etaB），其中etaB = B/（Mach^2 - 1）> 0.1;对于低质量扰动，当etaB < 0.1时，拖曳力与线性预测值吻合得很好。只要R < etaB/2，非线性阻力就变得与R无关，这对数值模拟中准确评估阻力的扰动器大小设置了上限。
2010-10-11 astro-ph.GA
Giant molecular clouds in M 33: are they susceptible to dynamical friction?
M33中的大部分巨分子云（GMC）都与螺旋状的气体臂（细丝）相连，但内部2 kpc区域除外，在那里臂与GMC之间的联系消失了（参见Tosaki et al. 2011）。我们检查它是否可能是由于动力摩擦使云减速而引起的。利用该星系的半解析模型，计算了盘平面内不同初始星系心距离处不同质量巨星系团的动力学。我们证明，动力学摩擦可能会真正改变GMC的轨道在中央2 kpc大小的区域。然而，在这种情况下，GMC的典型寿命应该接近或大于$10^8$ ~yr，这比通常接受的值大。
2015-07-06 astro-ph.GA
Gravitational drag on a point mass in hypersonic motion through a gaseous medium
我们探索了一个弹道轨道模型来推断吸积质点M（如黑洞）以高超音速v_{0}运动通过密度为ρ {0}的气体环境时所受到的引力拖曳力。流线混入流过物体的气流中，并将动量传递给物体。作用在物体上的总阻力，包括那些具有小碰撞参量、显著弯曲并穿过激波的流线的非线性贡献，可以通过施加动量守恒来计算。在这种完全解析的方法中，消除了在计算动态摩擦效应时较低截止距离$r_{\rm min}$的定义中的模糊性。原来是$r_{\rm min}=\sqrt{e}GM/2v_{0}^{2}$。使用不同尺寸的控制球面，我们进行了成功的预测阻力和一个从高分辨率，轴对称，等温流模拟得到的比较。我们表明，弹道模型是合理的成功占吸积率和引力阻力。
2011-08-15 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Dynamical Friction in a magnetized gas
当一个受重力作用的质点亚音速运动通过磁化和等温介质时，利用微扰分析研究了远离质点的流动的动力学结构。一阶密度和速度扰动的解析解。我们的解决方案的有效性是有限的情况下，在周围介质中的阿尔芬速度小于吸积体的速度。由于磁场的作用，密度场的密度变小，动态摩擦力随着磁场的增大而减小。
2012-05-03 astro-ph.GA
From Inspiral to Expansion: The Wake-Driven Torque on Binary Black Holes in Gaseous Medium
Tsinghua University（清华大学）；The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
该研究通过三维流体动力学模拟揭示气态介质中双星黑洞的尾流驱动扭矩由尾流相互作用及参数η控制，发现AGN盘中气体驱动膨胀可抑制其引力波旋入并合率。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamical friction in stratified stellar envelopes
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究分层恒星包层中动力学摩擦，阐述弱点扰动物体线性正压声响应公式，应用于多种情况，发现分层影响摩擦，双扰动物体系统中伴星尾流有作用，该公式为相关模型提供工具。
2026-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Are purely gaseous bars in dwarf-irregulars a myth?
本研究通过动力学模型与N体+流体动力学模拟发现，矮不规则星系中的纯气态棒可在扁球暗物质晕中形成并存续，且不受冲击波影响，同时伴随微弱恒星棒的形成。
2025-03-05 astro-ph.GA
Hydrodynamics of galaxy mergers with supermassive black holes: is there a last parsec problem ?
我们研究形成的一个超大质量黑洞（SMBH）的二进制和收缩的两个孔的分离，以次pc尺度开始从一个现实的主要合并之间的两个富含气体的螺旋星系与质量相当于我们的银河系。的模拟，进行自适应网格细化（AMR）代码RAMSES，能够解决小至0.1 pc的分离。两个星系的碰撞产生了一个重力湍流旋转的核盘，其质量（10^9 Msun）和大小（60 pc）与之前使用类似设置（Mayer等人，2007）但仅限于几个秒差距的粒子分裂的SPH模拟非常一致。AMR的结果证实了两个黑洞由于动力学摩擦而迅速下沉到气体背景上，在不到10^7年的时间里达到1 pc的分离。我们表明，我们的模型很好地解决了动态摩擦尾流，我们发现与分析预测的阻力作为马赫数的函数很好的协议。低于1 pc时，黑洞配对会显著减慢，因为下沉的SMBH之间的相对速度变得非常亚音速，并且它们轨道内包含的质量低于双星本身的质量，使动力学摩擦失效。在这最后阶段，黑洞还没有打开一个间隙，因为气体背景在中心是高压的。非轴对称气体扭矩不会出现重新开始下沉，在没有有效的动力学摩擦，在与以前的计算使用理想化的平衡核盘模型的差异。（节略）
2012-12-24 astro-ph.GA
Merger Interactions Enhance Star Formation Rates in Galaxy Group Housing QSO PKS0405$-$123 and Gaseous Nebulae
针对星系恒星形成率的主导影响机制不明确的问题，研究人员通过VLT/MUSE观测分析承载QSO PKS0405$-$123的星系群中的30个成员星系，发现星云内星系恒星形成更普遍，证实星系并合相互作用可提升恒星形成率。
2023-11-03 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
The warm Gaseous Disk and the Anisotropic Circumgalactic Medium of the Milky Way
暖（$\log~T\approx5$）气体是星系重子循环中的重要气体成分。利用Si IV和O VI的吸收谱线测量，建立了一个二维盘状CGM模型，研究了银河系暖气体的分布。在该模型中，两种离子的盘成分具有相同的密度分布（$n(r, z)=n_0\exp(-|z|/z_0)\exp(-r/r_0)$），其标度高度为$z_0=2.6\pm0.4\rm~kpc$，标度长度为$r_0=6.1\pm1.2\rm~kpc$。对于这个盘组件，我们计算了温暖的气体质量的$\log(M/M_\odot)=(7.6\pm0.2)-\log\frac{Z}{Z_\odot}$。类似的磁盘密度分布和总质量的Si IV和O VI轴承气体集的电离机制的限制。我们认为，暖气体盘可能是由银河系喷泉机制，它的膨胀和膨胀气体设置的尺度高度和尺度长度的暖气体盘。在我们的模型中的CGM组件有一个更高的柱密度沿垂直于银河系平面的方向（$b=90^\circ$）比沿径向方向（$b=0^\circ$）的柱密度的银河系纬度的依赖。对于两种离子，这两个方向之间的柱密度差为在$6.3σ$处的$0.82\pm0.32\rm~dex$。这种差异可能是由于整个CGM的银河反馈的富集，或者是温暖的气体盘和CGM之间的额外相互作用层;现有的数据无法区分这两种情况。如果整个CGM在$b=90^\circ$处的柱密度较高，则总热CGM质量为$\lo…
2019-06-28 astro-ph.GA
Super-critical accretion of medium-weight seed black holes in gaseous proto-galactic nuclei
以持续或偶发性的超爱丁顿（SE）速率的吸积被认为是有效生长由Pop-III恒星产生的光种子的途径。我们研究了在$z=15$的富气原星系中心，SE吸积是否能维持到具有$M_{\odot} \sim 10^3$ ~M $_{\odot}$的黑洞（BH）上。我们进行高分辨率的光滑粒子流体动力学模拟，包括两种不同的亚网格模型SE吸积，一个基于超薄盘范例，一个受到Jiang及其合作者最近的辐射磁流体动力学模拟的启发。辐射反馈具有对周围气体粒子的热转储的形式，其中辐射效率根据不同的SE吸积模型来设置。我们发现，在所有的模拟中，恒星形成，BH反馈，团块和BH之间的相互作用迅速淬火吸积后，$\sim$ 1百万年，无论用于吸积的子网格模型。基于Jiang及其合作者的模拟，相对于细长圆盘模型，淬火更强，因为它具有更高的辐射效率。SE生长期总是很短暂的，持续几百万年。在最乐观的情况下，BH达到$\sim$ 10 $^4$ ~M $_{\odot}$的质量。我们推断最终BH质量从$z=15$到$z\sim6$，假设随后的星系合并将补充气体库，并触发新的SE吸积周期。我们发现BH种子最多会成长到$\sim$ 10 $^6$ ~M $_{\odot}$，与螺旋星系（如银河系）中大质量BH的质量相当，但低于高红移类星体的质量。
2022-12-09 astro-ph.GA
The Circum-Galactic Medium of MASsive Spirals II: Probing the Nature of Hot Gaseous Halo around the Most Massive Isolated Spiral Galaxies
本文分析了本机宇宙中六个超大质量螺旋星系的环银河介质（CGM-MASS）样本的XMM-牛顿数据。所有的CGM-MASS星系都有来自热气体的漫射X射线发射，这些气体在从星系中心延伸的背景$\sim(30-100)\rm~kpc$之上被探测到。这使现有的对大质量螺旋星系周围这种扩展的热CGM的探测增加了一倍。热气体的径向软X射线强度分布可以用$β$函数拟合，其斜率通常在$β=0.35-0.55$范围内。这个范围，以及那些$β$值测量的其他大质量螺旋星系，包括银河系（MW），一般是一致的X射线发光的椭圆星系类似的热气体光度和温度，并与那些预测的流体静力学等温气体晕。在这样的大质量螺旋星系中，热气的温度往往与其维里值相当，这表明引力加热的重要性。这与低质量星系形成对比，在低质量星系中，热气体的温度往往系统地高于维里温度。在所有CGM-MASS星系的整个晕圈中，辐射冷却与热气体自由降落时间尺度的比值远大于$\sim10$的临界值，表明CGM中气体冷却和沉淀的效率很低。因此，这些大质量螺旋星系中的热CGM很可能处于流体静力学状态，反馈物质与CGM混合，而不是逃离晕或落回盘。我们还同质化和比较CGM-MASS星系和其他星系样本测量的晕X射线光度，并讨论了在这些大质量的螺旋星系中检测到的“失踪”的星系反馈。
2017-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Introducing the TNG-Cluster Simulation: overview and physical properties of the gaseous intracluster medium
本研究推出TNG-Cluster模拟项目，通过重模拟352个大体积星系团区域，在保留原有物理模型与分辨率的前提下，大幅扩充大质量星系团样本，为星系团相关多领域研究提供新的模拟数据支撑。
2024-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Harmonic-decomposition approach to dynamical friction for eccentric orbits
本文提出多极频率分解方法，在线性响应理论框架内计算偏心开普勒轨道点质量在流体背景中的轨道平均能量与角动量耗散，并用半数值模拟验证，进而应用于气体介质中致密偏心双星的长期演化建模。
2025-09-19 astro-ph.GA
Gas Dynamical Friction on Accreting Objects
本研究通过三维嵌套网格模拟，探究气体吸积对天体所受气体动力学摩擦的影响，发现吸积导致的密度分布改变在亚声速和轻微超声速下显著影响摩擦力，并提供了拟合公式。
2024-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Analytic solution to the dynamical friction acting on circularly moving perturbers
本文给出了气体介质中作圆周运动的质点微扰的动力学摩擦的解析解。我们证明，当扰动器被打开在$t=0$，稳态（无限时间扰动）后，正好一个声音交叉时间。在低马赫数$\mathcal{M}~\ll~1$下，圆周运动定常DF收敛于直线运动有限时间扰动表达式。分析结果描述了由尾流在介质中传播的反作用引起的扰动的径向和切向力。径向力向内指向运动中心，在大马赫数时占主导地位。对于亚音速运动，这个分量可以忽略不计。对于中等和低的马赫数，切向力更强，并且与扰动器的运动相反。圆轨道DF的解析解在超声速区域中具有对数发散。这种发散只出现在离扰动器很短的距离上（不像线性运动的结果，它在很大的距离上也是发散的），并且可以用最大多极子来编码。这有助于评估在Liénard-Wiechert势水平上实施DF的数值模拟的分辨率依赖性。我们还展示了我们的方法可以推广到计算DF作用于一个紧凑的圆形二进制。
2022-02-16 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the circumgalactic medium with 1 kpc resolution: enhanced HI column densities
环星系介质（CGM），即星系周围的气体晕，既是星系生长的气体储存库，也是星系风排出的气体储存库。大多数宇宙学的流体动力学模拟将计算工作集中在星系本身，并对CGM进行更粗糙的处理，这意味着小尺度结构无法解决。我们绕过这个问题，运行放大模拟银河系质量的星系与标准的质量细化和额外的统一空间细化维里半径内。这导致在一个详细的气体晕在前所未有的（1千秒差距）均匀的分辨率，只有适度增加计算时间。空间分辨率的提高不会影响中央星系或CGM的平均密度。然而，它大大改变了中性氢柱密度的径向分布，这是在银河中心半径大于40千秒差距增强。莱曼极限系统在150 kpc内的覆盖率几乎增加了一倍。因此，我们得出结论，CGM的一些观测性质是强烈的分辨率依赖。在不增加星系分辨率的情况下增加CGM的分辨率，是一种有前途的和计算效率高的方法，可以推动最先进的模拟的边界。
2018-10-05 astro-ph.GA
Dynamical friction in slab geometries and accretion disks
行星、恒星甚至星系的演化在很大程度上是由引力源的动力学摩擦驱动的。现在有一个很好的理解所产生的摩擦扩展介质，无论是无碰撞的流体。然而，吸积或原行星盘的物理学，例如，被描述为板状几何，而不是在一个空间方向紧凑。在这里，我们发现，第一次，引力尾流由于一个大规模的扰动移动通过板状介质，描述例如吸积盘急剧过渡。我们表明，在这样的环境中的动态摩擦可以大大减少相对于空间扩展的配置文件。最后，我们提供了简单而准确的表达式的引力拖曳力的扰动感到，在亚音速和超音速制度。
2019-05-15 astro-ph.GA gr-qc
Pairing of Massive Black Holes in Merger Galaxies Driven by Dynamical Friction
出于对大质量黑洞（MBH）对在千秒差距的观测搜索，我们开发了一个半解析模型来描述它们的轨道演化的影响下，恒星和气体动力学摩擦（DF）。这项研究的目的是确定合并残余星系和MBH的性质如何影响形成距离< 1 pc的紧密MBH对的可能性和时间尺度。我们计算了大约40,000种配置，涵盖了广泛的宿主星系的属性，并研究了它们对不等质量MBH对轨道演化的影响。我们发现，在气体质量分数为10^6太阳质量和质量比> 1/4的残余星系中，在哈勃时间内MBH配对的百分比大于80%< 20% and in galaxies hosting MBH pairs with total mass >。在这些星系中，以最快形成紧密的引力束缚MBH为特征的残余星系具有以下一个或多个性质：（1）大的恒星隆起，（2）质量相当的MBH和（3）星系气体盘以接近圆周速度旋转。在这样的星系中，具有最短螺旋时间的MBH，可能是合并MBH的祖先，要么在圆形的逆行轨道上，要么在非常偏心的逆行轨道上。我们的模型还表明，具有相反性质的残余星系，主机缓慢演变的MBH对，是最有可能的主机双活动星系核在千秒差距。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pure iron grains are rare in the universe
宇宙中主要元素存在的丰富形式已经从大量的天文观测和陨石分析中确定。铁（Fe）是一个例外，因为在星际介质中只检测到气态Fe的耗尽，这表明Fe被凝聚成固体，可能是天文学上不可见的金属。为了确定铁的主要形式，我们复制了形成的Fe颗粒的气体喷出物的演化恒星通过微重力实验。我们发现，铁颗粒形成的粘附概率是非常小的，只有几个原子将坚持每十万碰撞，使均匀成核的金属铁颗粒是非常无效的，即使在富铁的喷射物的Ia型超新星。这意味着大多数铁被锁定为铁化合物的颗粒或作为星际介质中其他颗粒上的杂质。
2017-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Friction in Interacting Relativistic Systems
研究了具有任意平均自由程和中等质量的相对论相互作用系统中的动力学摩擦。我们的新框架恢复了理想气体和理想流体的平均自由程分别为无穷大或零时的已知极限，并允许在这些极限之间进行平滑插值。我们发现，在一个无限大的系统中的阻力可以表示为理想的气体和理想的流体的贡献，导致有限的摩擦，即使在亚音速的总和。这个简单的图像在任何有限系统中都会受到修正，并且对于以接近声速$v\approx c_s$的速度$v$运动的射弹来说，修正变得特别重要。这些修正使声速附近的理想流体不连续性平滑，并使阻力成为速度的连续函数。我们表明，这些修正可以计算到一个很好的近似粘性流体动力学的有效理论。
2019-06-12 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
